Scielo RSS <![CDATA[Revista mexicana de astronomía y astrofísica]]> http://www.scielo.org.mx/rss.php?pid=0185-110120160002&lang=pt vol. 52 num. 2 lang. pt <![CDATA[SciELO Logo]]> http://www.scielo.org.mx/img/en/fbpelogp.gif http://www.scielo.org.mx <![CDATA[The scale of reddening for classical cepheid variables]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012016000200223&lng=pt&nrm=iso&tlng=pt Abstract: Field reddenings are summarized for 68 Cepheids and used for comparison with other published reddening scales: from reddening-independent indices, photometry on the Lick six-color system, Str¨omgren system, Walraven system, Washington system, Cape BVI system, DDO system, and Geneva system, IRSB studies, and Cepheid spectroscopy, old and new. Reddenings from period-color relations are least reliable; photometric color excesses vary in precision, accuracy depending on methodology and calibration sample. The accuracy and precision of published Cepheid reddening scales are revealed, leading to a new system of standardized reddenings for 198 variables, of average uncertainty ±0.028 in EB−V and precision less than ±0.01 for many. The color excesses are used to map the dependence of intrinsic color on pulsation period, the results contradicting ideas about the period dependence of dispersion in Cepheid effective temperatures.<hr/>Resumen: Se presenta un resumen de los enrojecimientos para 68 cefeidas y se usan estos datos para compararlos con otras escalas de enrojecimiento publicadas (obtenidas mediante índices independientes del enrojecimiento, fotometría en el sistema de seis colores de Lick, fotometría en el sistema de Strömgren, en el de Walraven, en el de Washington, en el Cape-BVI, en el del DDO y en el de Geneva), así como mediante estudios IRSB y espectroscopía de cefeidas, tanto antiguos como modernos. Los enrojecimientos obtenidos a partir de relaciones período-color son los menos confiables, los basados en excesos de color fotométricos varían en precisión: su exactitud depende del método y de la muestra usada para calibrar. Se ilustra la exactitud y precisión de las escalas de enrojecimiento de cefeidas publicadas, y se construye un nuevo sistema de enrojecimientos estandarizados para 198 variables, con una incertidumbre de ±0.028 en EB−V, y con una precisión de menos de ±0.01 para muchas de ellas. Los excesos de color se usan para estudiar la manera como el color intrínseco depende del período de pulsación. Lo resultados contradicen las ideas prevalecientes: la dispersión del color (o de la temperatura efectiva) en la franja de inestabilidad de las cefeidas no cambia con el período de pulsación. <![CDATA[The influence of galaxy interactions on some parameters of galaxies]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012016000200241&lng=pt&nrm=iso&tlng=pt Abstract: From two volume-limited main galaxy samples of the Sloan Digital Sky Survey Data Release 10 (SDSS DR10), we extracted paired galaxies and isolated galaxies, and performed comparative studies between them to explore the influence of galaxy interactions on age, stellar velocity dispersion and K-band luminosity. Paired galaxies have preferentially larger stellar velocity dispersions and are preferentially older than isolated galaxies. We also noted apparent differences in the K-band luminosity distribution between paired galaxies and isolated galaxies in the luminous volume-limited main galaxy sample: paired galaxies are preferentially more luminous than isolated galaxies, whereas this difference in the faint volume-limited main galaxy sample is very small.<hr/>Resumen: A partir de dos muestras de galaxias principales limitadas por volumen y obtenidas del SDSS DR10 extrajimos pares de galaxias y galaxias aisladas, y realizamos estudios comparativos de ambas muestras para explorar la influencia de las interacciones galácticas sobre la edad, la dispersión de velocidades estelares y la luminosidad en la banda K. Los pares de galaxias tienden a tener dispersiones de velocidades estelares mayores, y a ser más viejos que las galaxias aisladas. En la muestra limitada por volumen de galaxias brillantes también notamos diferencias en la luminosidad en la banda K entre las pares de galaxias y las galaxias aisladas: los pares de galaxias tienden a ser más luminosos que las galaxias aisladas. Sin embargo, en la muestra de galaxias débiles también limitadas por volumen, esta diferencia es pequeña. <![CDATA[<strong>Optical polarization study towards the open cluster NGC 6249</strong>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012016000200247&lng=pt&nrm=iso&tlng=pt Abstract: We present multicolor linear polarimetric data (U BV RI) of 30 of the brightest stars in the region of the open cluster NGC 6249. The cluster members were found to be part of two subgroups with average polarization and orientation of the electric vector of PV = 1.7% ± 0.13, θV = 39.7° ± 2.2; and PV = 2.34% ± 0.07, θV = 41.0° ± 1.2, respectively. This difference in polarization may be a consequence of the presence of a dark, U-shaped absorbing zone seen on the central region, and probably located in front of, or inside, the cluster. From the study of the evolution of the AV with the distance,we found evidence of the existence of two layers of dust at distances of ≈ 250 pc and ≈ 600 pc. The comparison between the polarimetric parameters of NGC 6249 and those of the nearby cluster NGC 6250 showed some coincidences.<hr/>Resumen: Presentamos observaciones polarimétricas lineales en las bandas U BV RI de 30 de las estrellas más brillantes en la dirección del cúmulo abierto NGC 6249. Los miembros del cúmulo son parte de dos subgrupos con valores promedio de polarización y orientación del vector eléctrico de PV = 1.7% ± 0.13, θV = 39.7° ± 2.2; y PV = 2.34% ± 0.07, θV = 41.0° ± 1.2, respectivamente. Esta diferencia en la polarización puede ser consecuencia de la presencia de una zona oscura de absorción en forma de U vista sobre la zona central de la región y, probablemente, localizada delante o en el interior del cúmulo. A partir del estudio de la evolución de la AV con la distancia, encontramos evidencia de la existencia de dos capas de absorción a distancias de aproximadamente 250 pe y 600 pe. La comparación entre los parámetros polarimétricos de NGC 6249 y el cúmulo cercano NGC 6250 mostró algunas coincidencias. <![CDATA[The abundance discrepancy factor and t <sup>2</sup> in nebulae: are non-thermal electrons the culprits?]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012016000200261&lng=pt&nrm=iso&tlng=pt Abstract: We discuss recent claims that the free electrons in ionized nebulae may not have a significantly Maxwellian velocity distribution. Supra-thermal electrons, electrons with much more energy than is encountered at electron temperatures found in nebulae, may solve the t2/ADF puzzle, the observations that abundances obtained from recombination and collisionally excited lines do not agree, and that different temperature indicators give different results. These non-Maxwellian electrons can be designated by the kappa formalism. We show that the distance over which heating rates change are much longer than the distance supra-thermal electrons can travel, and that the timescale to thermalize these electrons are much shorter than the heating or cooling timescales. These estimates show that supra-thermal electrons will have disappeared into the Maxwellian velocity distribution long before they affect the collisionally-excited forbidden and recombination lines, so the electron velocity distribution will be closely thermal.<hr/>Resumen: Discutimos una propuesta reciente que propone que los electrones libres en nebulosas ionizadas pueden diferir mucho de una distribución Maxwelliana de velocidades. Estos electrones podrían resolver la discrepancia entre las abundancias derivadas a partir de líneas de recombinación y aquellas obtenidas a partir de líneas prohibidas (problema t2/ADF). Mostramos que las distancias en que las tasas de calentamiento cambian son mucho mayores que las distancias que pueden recorrer los electrones supratérmicos, y que las escalas de tiempo para termalizar a estos electrones son mucho menores que las escalas de calentamiento o enfriamiento. Estas estimaciones establecen que los electrones supratérmicos se maxwellianizan mucho antes de que puedan afectar a las líneas prohibidas colisionalmente excitadas y a las líneas de recombinación que se usan para obtener las abundancias. La distribución electrónica de velocidades en las nebulosas debe ser muy cercana a la Maxwelliana. <![CDATA[Probing the cool outer envelope of NGC 6826 and its previous mass-loss history]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012016000200271&lng=pt&nrm=iso&tlng=pt Abstract: We made a direct, quantitative comparison between theoretical and observed density profiles of the planetary nebula NGC 6826. For this, we observed the optically thin 13CO(J=1-0) and 13CO(J=2-1) rotational transition lines at a projected radial distance from the central star of 60′′ and 75′′. The line strengths and ratios observed at the inner point, and the upper limits observed at the outer point, are consistent with density profiles predicted by mass-loss histories computed from our evolution models when non-LTE radiative transfer and the conditions of collisional excitation in the envelope are taken into account.<hr/>Resumen: Hemos realizado una comparación cuantitativa directa entre perfiles de densidad radial teóricos y observados de la nebulosa planetaria NGC 6826. Para esto, observamos la emisión ópticamente delgada de las transiciones rotacionales 13CO (1-0) y 13CO (2-1) a distancias radiales proyectadas del centro de la estrella de 60′′ y 75′′ respectivamente. Las intensidades de las líneas en el punto interior, y los límites superiores en el punto exterior son consistentes con los perfiles de densidad predichos por historiales de pérdida de masa calculados a partir de modelos de evolución estelar tomando en cuenta transferencia radiativa no-LTE y excitación colisional en el envolvente. <![CDATA[Analysis of transfer maneuvers from initial circular orbit to a final circular or elliptic orbit]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012016000200283&lng=pt&nrm=iso&tlng=pt Abstract: In the present paper an analysis of the transfer maneuvers from initial circular orbit to a final circular or elliptic orbit was developed to study the problem of impulsive transfers for space missions. It considers planar maneuvers using newly derived equations. With these equations, comparisons of circular and elliptic maneuvers are made. This comparison is important for the mission designers to obtain useful mappings showing where one maneuver is better than the other. In this aspect, we developed this comparison throughout ten results, together with some graphs to show their meaning.<hr/>Resumen: Presentamos un análisis de las maniobras de transferencia de una órbita circular a una órbita final elíptica o circular. Desarrollamos este análisis para estudiar el problema de las transferencias impulsivas en las misiones espaciales. Consideramos maniobras planas usando ecuaciones recién obtenidas; con estas ecuaciones se comparan las maniobras circulares y elípticas. Esta comparación es importante para el diseño óptimo de misiones espaciales, y permite obtener mapeos útiles para mostrar cuál es la mejor maniobra. Al respecto, desarrollamos este tipo de comparaciones mediante 10 resultados, y los mostramos gráficamente. <![CDATA[<strong>CCD photometry of the globular cluster NGC 6093</strong>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012016000200297&lng=pt&nrm=iso&tlng=pt Abstract: In this paper we present photometric CCD observations of the globular cluster NGC 6093 (M80) in filters B, V, R and I. We produce the colour-magnitude diagrams for this object and obtain values for its metallicity [Fe/H], reddening E(V - B), E(V - I) and distance modulus (m - M)0.<hr/>Resumen: En este artículo presentamos observaciones fotométricas del cúmulo globular NGC 6093 (M80) en los filtros B, V, R e I. Producimos los diagramas color-magnitud para este objeto y obtenemos los valores de su metalicidad [Fe/H], enrojecimiento E(V - B), E(V - I), y módulo de distancia (m - M)0. <![CDATA[An analytic, entraining jet model for a stellar outflow in a stratified environment]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012016000200311&lng=pt&nrm=iso&tlng=pt Abstract: We present a model of a steady, entraining, isothermal jet embedded in a stratified environment. This model is appropriate for describing Herbig-Haro (HH) jets in the outer boundaries of molecular clouds. The model has a straightfoward analytic solution which permits an evaluation of the slowing down of the outflow due to the entrainment of environmental material. The solution indicates that the outflow lobe travelling into regions of lower pressure might or might not be slowed down (depending on the parameters of the flow) before leaving the molecular cloud. On the other hand, the outflow lobe travelling into regions of increasing environmental pressure is likely to be slowed down quite drastically regardless of the flow parameters. The analytic model presented in this paper gives simple recipes for calculating the slowing down of the two outflow lobes.<hr/>Resumen: Presentamos un modelo de un jet estacionario, isotérmico, que incorpora material, dentro de un medio ambiente estratificado. Este modelo es apropiado para describir jets Herbig-Haro (HH) en las fronteras de nubes moleculares. El modelo tiene una solución analítica directa, la cual permite evaluar el frenado del flujo debido a la incorporación de material ambiental. La solución indica que el lóbulo del flujo que viaja hacia regiones de menor presión podría o no ser frenado (dependiendo de los parámetros del flujo) antes de salir de la nube molecular. Por otro lado, el lóbulo que viaja a regiones de mayor presión ambiental será generalmente frenado apreciablemente para cualquier combinación de parámetros del flujo. El modelo analítico presentado da recetas simples para calcular el frenado de los dos lóbulos del flujo. <![CDATA[Deep VLA observations of nearby star forming regions I: Barnard 59 and Lupus 1]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012016000200317&lng=pt&nrm=iso&tlng=pt Abstract: Barnard 59 and Lupus 1 are two nearby star-forming regions visible from the southern hemisphere. In this manuscript, we present deep σ≲15μJy radio observations (v = 6 GHz) of these regions, and report the detection of a total of 114 sources. Thirteen of these sources are associated with known young stellar objects, nine in Barnard 59 and four in Lupus 1. The properties of the radio emission (spectral index and, in some cases, polarization) suggest a thermal origin for most young stellar objects. Only for two sources (Sz 65 and Sz 67) are there indications for a possible non-thermal origin. The remaining radio detections do not have counterparts at other wavelengths, and the number of sources detected per unit solid angle is in agreement with extragalactic number counts, suggesting that they are extragalactic sources.<hr/>Resumen: Barnard 59 y Lupus 1 son dos regiones de formación estelar cercanas, visibles desde el hemisferio sur. En este manuscrito, presentamos observaciones profundas σ≲15μJy en radio frecuencias (v = 6 GHz) hacia estas dos regiones, y reportamos la detección de un total de 114 radio-fuentes. Trece de estas fuentes están asociadas con objetos estelares jóvenes previamente conocidos, nueve en Barnard 59 y cuatro en Lupus 1. Las características de la emisión radio (el índice espectral y, en algunos casos, la polarización) sugieren que la emisión radio tiene un origen térmico en la mayoría de los objetos estelares jóvenes. Solamente para dos fuentes (Sz 65 y Sz 67), encontramos indicios de un posible origen no-térmico. Las demás fuentes detectadas en radio no tienen contrapartes en otras longitudes de onda y el número de fuentes detectadas por unidad de ángulo sólido coincide con el esperado para fuentes de fondo, sugiriendo que son fuentes extragalócticas. <![CDATA[NGC 2440: a morpho-kinematical model]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012016000200329&lng=pt&nrm=iso&tlng=pt Abstract: The 3D structure and position-velocity (P-V) diagrams of NGC 2440 were modeled aiming to describe the morphology of this object, specially its core. High resolution spectra, HST images and P-V diagrams were used to reproduce the 3D structure of the nebula using SHAPE. The best model for the nebula is a torus torn apart in three pieces by interaction with the surrounding medium, either winds or the radiation field. Orientation angles of 27 ± 5 and −5 ± 3 degrees were derived for the bipolar components at PA of 85 and 35 degrees respectively. No additional bipolar lobes were required to model the observed features. Using our velocity field, a distance of 1.8 ± 0.5 kpc was derived for the nebula. These results are the first obtained for NGC 2440 from modeling in a 3D environment.<hr/>Resumen: Modelamos la estructura en 3D y los diagramas posición-velocidad de NGC 2440, con el objeto de describir la morfología de este objeto, especialmente la de su región central. Empleamos espectros de alta resolución, imágenes del HST y diagramas P-V para reproducir la estructura en 3D de la nebulosa, usando SHAPE. El mejor modelo es un toro rasgado en tres sitios por la interacción con el medio circundante, ya sea vientos o campos radiativos. Se obtuvieron ángulos de orientación de 27 ± 5 y −5 ± 3 grados para las componentes bipolares situadas en ángulos de posición de 85 y 35 grados, respectivamente. No fueron necesarias otras componentes bipolares para modelar las características observadas. Con el campo de velocidades que derivamos se obtiene una distancia de 1.8 ± 0.5 kpc para esta nebulosa. Estos son los primeros resultados obtenidos para NGC 2440 mediante modelos en un entorno 3D. <![CDATA[ROTSE1 J164341.65+251748.1: A new W UMa-type eclipsing binary]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012016000200339&lng=pt&nrm=iso&tlng=pt Abstract: ROTSE1 J164341.65+251748.1 was photometrically observed in the V band during three epochs with the 0.84-m telescope of the San Pedro Mártir Observatory in Mexico. Based on additional BVR photometry, we found that the primary star has a spectral type around G0V. The light curve of the system is typical of a W UMa type binary stars and has an orbital period of ≈ 0.323 days. In an effort to gain a better understanding of the binary system and determine its physical properties, we analyzed the light curve with the Wilson and Devinney method. We found that ROTSE1 J164341.65+251748.1 has a mass ratio of ≈ 0.34 and that the less massive component is about 230 K hotter than the primary star. The inclination of the system is ≈ 84.6 degrees, and the degree of over-contact is 11%. The analysis shows the presence of variable bright spots on the primary star.<hr/>Resumen: ROTSE1 J164341.65+251748.1 fue observada fotométricamente en la banda V durante tres épocas con el telescopio de 0.84-m del Observatorio de San Pedro Mártir en México. Con base en fotometría BVR adicional, encontramos que la estrella primaria tiene un tipo espectral cercano a G0V. La curva del luz del sistema es característica de los sistemas binarios del tipo W UMa y tiene un periodo orbital de ≈ 0.323 días. Con el propósito de entender mejor a este sistema binario, hemos analizado su curva de luz con ayuda del método de Wilson y Devinney. Hemos encontrado que ROTSE1 J164341.65+251748.1 tiene una razón de masas de ≈ 0.34 y que la componente menos masiva es ≈ 230 K más caliente que la estrella primaria. La inclinación del sistema es ≈ 84.6 grados y el sobre-contacto es de 11%. El análisis también mostró la presencia de manchas brillantes variables sobre la estrella primaria. <![CDATA[Variability of the emission line fluxes and ratios of HH 1/2]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012016000200347&lng=pt&nrm=iso&tlng=pt Abstract: We compare spectrophotometric data of HH 1 and 2 obtained in 1978 (by Brugel et al. 1981a) with the emission line fluxes from calibrated Hubble Space Telescope (HST) images obtained in 1994 and 2014. This comparison shows that the emission line ratios of these objects have remained surprisingly invariant during the past 36 years. On the other hand, the line intensities have indeed changed, with HH 2 brightening by a factor of ≈ 4 and HH 1 becoming ≈ 30% fainter. These results would be consistent with HH 1 and 2 being leading working surfaces of heavy jets travelling into an environment of decreasing (for HH 1) or increasing (HH 2) densities.<hr/>Resumen: Comparamos datos espectrofotométricos obtenidos en 1978 (por Brugel et al. 1981a) con los flujos de líneas de emisión de imágenes calibradas obtenidas con el Hubble Space Telescope (HST) en 1994 y 2014. Esta comparación muestra que los cocientes de líneas de emisión de estos objetos se han mantenido sorprendentemente invariantes durante los ultimos 36 años. Por otro lado, las intensidades de las líneas sí han cambiado, y muestran un incremento por un factor de ≈ 4 para HH 2, y un decremento de ≈ 30% para HH 1. Estos resultados apoyan la idea de que HH 1 y 2 son cabezas de jets densos, viajando en un medio ambiente con densidad decreciente (para HH 1) o creciente (para HH 2). <![CDATA[Modeling of debris disks in single and binary stars]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012016000200357&lng=pt&nrm=iso&tlng=pt Abstract: Infrared space observatories such as Spitzer and Herschel have allowed the detection of likely analogs to the Kuiper Belt in single as well as binary systems. The aim of this work is to characterize debris disks in single and binary stars and to identify features shared by the disks in both types of systems, as well as possible differences. We compiled a sample of 25 single and 14 binary stars (ages &gt; 100 Myr) with flux measurements at λ &gt; 100 µm and evidence of infrared excesses attributed to the presence of debris disks. Then, we constructed and modeled the observed spectral energy distributions (SEDs), and compared the parameters of the disks of both samples. Both types of disks are relatively free of dust in the inner region (&lt; 3-5 AU) and extend beyond 100 AU. No significant differences in the mass and dust size distributions of both samples are found.<hr/>Resumen: Los telescopios espaciales Spitzer y Herschel han permitido incrementar el número de posibles análogos del Cinturón de Kuiper en otras estrellas, tanto en sistemas individuales como en binarios. El objetivo de este trabajo es caracterizar los discos de escombros en estos 2 tipos de estrellas e identificar propiedades comunes, así como, posibles diferencias. Para ello, se recopilaron 2 muestras de 25 estrellas individuales y 14 sistemas binarios (edades &gt; 100 × 106 años) con flujos observados para λ &gt; 100 µm y evidencia de excesos en emisión en el infrarrojo atribuidos a la presencia de disco. Luego, se construyeron y modelaron las distribuciones espectrales de energía (SEDs), y se compararon los parámetros obtenidos para los discos de ambas muestras. En general, los discos tienen una región interna (&lt; 3-5 UA), relativamente libre de polvo y se extenderían más allá de 100 UA. No se encontraron diferencias significativas en las distribuciones de masa y de tamaño de las partículas de polvo de ambas muestras. <![CDATA[On the equilibrium of a distorted heterogeneous ellipsoidal mass. III: the heterogeneous spheroidal mass]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012016000200375&lng=pt&nrm=iso&tlng=pt Abstract: In our Paper I, Bernoulli’s theorem was employed in an approximate form to study the equilibrium of a self-gravitating homogeneous distorted spheroid, with internal differential vorticity currents, where, for ease, the Bernoulli constant k was taken as being the same everywhere, eventually leading this to inconsistencies, which are no longer present when each streamline has its own k. In the current paper we investigate, through a simple and general rotation law, the equilibrium of a heterogeneous body composed of two concentric distorted spheroids-core and envelope-whose axes are not correlated. The model yields, for each value of the body’s relative density, five-parametric series of figures, constrained by certain geometrical and physical limits. The pertinent distribution for the angular velocity is by cylinders coaxial with the rotation axis. Contrary to what was stated in our Papaer II, the distribution by disks is impossible.<hr/>Resumen: En nuestro trabajo I empleamos, de manera aproximada, el teorema de Bernoulli para estudiar el equilibrio de un esferoide homogéneo deformado autogravitante, con corrientes internas de vorticidad diferencial donde, por comodidad, se supuso que la constante k de esa ecuación era la misma en todas partes del cuerpo, lo que eventualmente condujo a inconsistencias, que desaparecieron al permitir que cada línea de corriente tenga su propia k. En el presente trabajo investigamos, mediante una ley de rotación simple y precisa, el equilibrio de un cuerpo heterogéneo que consiste de dos esferoides deformados concéntricos -núcleo y envoltura- cuyos semiejes no guardan relación alguna entre sí. El modelo aporta, para cada valor de la densidad relativa del cuerpo, series pentaparamétricas de figuras, restringidas por ciertos límites geométricos y físicos. La distribución de velocidad angular pertinente es por cilindros coaxiales al eje de rotación; contrariamente a lo estipulado en nuestro trabajo II, la distribución por discos no es posible. <![CDATA[<strong>A study of BO Lyn, a neglected hads star</strong>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012016000200385&lng=pt&nrm=iso&tlng=pt Abstract: uvby − β photometry of the high amplitude δ Scuti (HADS) star BO Lyn allowed us to determine its physical characteristics. A secular period variation was established through the O-C of all the available times of maximum light and those newly acquired through CCD photometry. In the present study we have demonstrated that BO Lyn is pulsating with one stable varying period whose O-C residuals show a sinusoidal pattern compatible with a light-travel time effect.<hr/>Resumen: Fotometría uvby−β de la estrella tipo HADS BO Lyn nos permitió determinar sus parámetros físicos. La variación secular se estableció mediante el análisis de los tiempos de máximo con el método de O-C recabados de la literatura y con los nuevos adquiridos con fotometría CCD. En este trabajo hemos demostrado que la estrella BO Lyn se encuentra pulsando con un periodo estable, cuyos residuos muestran un patrón sinusoidal compatible con el efecto del tiempo de viaje de la luz. <![CDATA[Chemical abundances for A-and F-type supergiant stars]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012016000200399&lng=pt&nrm=iso&tlng=pt Abstract: We present the stellar parameters and elemental abundances of a set of A-F-type supergiant stars HD 45674, HD 180028, HD 194951 and HD 224893 using high resolution (R ≈ 42, 000) spectra taken from ELODIE library. We present the first results of the abundance analysis for HD 45674 and HD 224893. We reaffirm the abundances for HD 180028 and HD 194951 studied previously by Luck. Alpha-elements indicate that the objects belong to the thin disc population. Their abundances and their location on the Hertzsprung-Russell diagram seem to indicate that HD 45675, HD 194951 and HD 224893 are in the post-first dredge-up (post-1DUP) phase, and that they are moving in the red-blue loop region. HD 180028, on the contary, shows typical abundances of Population I, but its evolutionary status cannot be satisfactorily defined.<hr/>Resumen: Hemos efectuado un análisis detallado de las abundancias químicas de cuatro objetos supergigantes HD 45674, HD 180028, HD 194951 y HD 224893, usando espectros de alta resolución (R ≈ 42, 000) tomados de la librería ELODIE. Se presentan los primeros resultados de las abundancias para HD 45674 y HD 224893, y se reafirman las abundancias para HD 180028 y HD 194951 calculadas por Luck. Los elementos alfa nos indican que todos los objetos estudiados pertenecen a la población del disco galáctico. Sus abundancias y su localización en el diagrama Hertzsprung-Russell parecen indicarnos que HD 45675, HD 194951 y HD 224893 evolutivamente se encuentran en la fase posterior al primer dragado (post-1DUP) y se mueven en la región del lazo rojo-azul (red-blue loop). HD 190028 muestra abundancias típicas de la Población I pero su estado evolutivo no puede ser definido satisfactoriamente. <![CDATA[Local systematic differences in proper motions derived from 2MASS positions]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012016000200413&lng=pt&nrm=iso&tlng=pt Abstract: We want to draw attention to local systematic differences that appear in the proper motions derived from 2MASS positions when they are compared with other astrometric catalogs such as UCAC4, SPM4 and USNO-B1. It is shown that 2MASS effectively causes these systematic effects in the proper motions of PPMXL and URAT1. Also it is shown that using 2MASS positions rectified with respect to UCAC4 the systematic pattern of the proper motions of URAT1 is eliminated. Therefore, we propose the use of rectified 2MASS positions in order to derive proper motions free from 2MASS systematics.<hr/>Resumen: Queremos llamar la atención sobre las diferencias sistemáticas locales que aparecen en los movimientos propios derivados de posiciones 2MASS cuando se comparan con otros catálogos astrométricos como UCAC4, SPM4 y USNO-B1. Se demuestra que efectivamente 2MASS causa estos efectos sistemáticos en los movimientos propios de PPMXL y URAT1. También se muestra que usando posiciones 2MASS rectificadas con respecto a UCAC4 se elimina el patrón sistemático de los movimientos propios de URAT1. Por lo tanto proponemos el uso de las posiciones de 2MASS rectificadas con respecto a UCAC4 para la determinación de movimientos propios libres de los efectos sistemáticos de 2MASS. <![CDATA[The primordial helium abundance and the number of neutrino families]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012016000200419&lng=pt&nrm=iso&tlng=pt Abstract: Based on observations of H II regions and on the new computations of the recombination coefficients of the He I lines by Porter el al. we obtain a primordial helium abundance by mass of YP = 0.2446 ± 0.0029. We consider thirteen sources of error for the YP determination; some of them are mainly due to systematic effects, while the rest are mainly due to statistical effects. We compare our results with other determinations of YP present in the literature. Combining our YP value with computations of primordial nucleosynthesis we find a number of neutrino species Neff = 2.90 ± 0.22, and a neutron mean life τν = 872 ± 14 s.<hr/>Resumen: Basados en observaciones de regiones H II y en los nuevos cálculos de los coeficientes de recombinación de las líneas de He I debidos a Porter et al. obtenemos una abundancia primordial de helio por unidad de masa dada por YP = 02446 ± 0.0029. Consideramos trece fuentes de error en la determinación de YP; algunas de ellas se deben principalmente a efectos sistemáticos mientras que el resto se deben principalmente a efectos estadísticos. Comparamos nuestros resultados con otros valores de YP determinados por otros grupos. Combinando nuestro valor de YP con cálculos de nucleosíntesis primordial encontramos que el número efectivo de familias de neutrinos, Neff, es de 2.90 ± 0.22 y que la vida media del neutrón, τν es de 872 ± 14 s.