Scielo RSS <![CDATA[Revista mexicana de astronomía y astrofísica]]> http://www.scielo.org.mx/rss.php?pid=0185-110120140001&lang=pt vol. 50 num. 1 lang. pt <![CDATA[SciELO Logo]]> http://www.scielo.org.mx/img/en/fbpelogp.gif http://www.scielo.org.mx <![CDATA[<b>New radio continuum observations of the compact source projected inside NGC 6334A</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012014000100001&lng=pt&nrm=iso&tlng=pt Se sabe que unas pocas regiones HII muestran una fuente compacta de radio cerca de su centro. La naturaleza de estas fuentes compactas no está bien establecida. Presentamos el análisis de datos tanto nuevos como de archivo del Very Large Array de la fuente compacta proyectada cerca del centro de la región HII NGC 6334A, parte del complejo de NGC 6334. Mostramos que la fuente es variable en el tiempo en escalas de años y para una época determinamos un espectro no-térmico, sugiriendo emisión sincrotrónica. Proponemos que esta fuente es la región de interacción de los vientos de un sistema binario masivo que podría ser la fuente ionizadora de NGC 6334A.<hr/>A handful of HII regions are known to exhibit a compact radio source near their centers. The nature of these compact radio sources is not well established. We present the analysis of new as well as archival Very Large Array observations of the compact source projected near the center of the NGC 6334A HII region, part of the NGC 6334 complex. We show that the compact source is time variable on a scale of years and determine for one epoch a non-thermal spectrum, suggestive of synchrotron emission. We propose that this source could be the wind interaction region of a massive binary system that could be the ionizing source of NGC 6334A. <![CDATA[<b>A near infrared test for two recent luminosity functions for galaxies</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012014000100002&lng=pt&nrm=iso&tlng=pt Se revisan dos funciones de luminosidad (LF) recientes para galaxias y se determinan los parámetros que caracterizan a la LF del infrarrojo cercano. La primera LF es la función de Schechter modificada, que tiene 4 parámetros. La segunda es una generalización de la distribución gama,con 4 parámetros. Se revisan las fórmulas que dan el número de galaxias como función del corrimiento al rojo, y se presta atención especial a la posición del máximo fotométrico, que se expresa como función de un parámetro crítico, o del flujo radiativo, o de la magnitud aparente. Se presenta una simulación del Catálogo 2MASS en el marco de la teselación nopoissoniana de Voronoi.<hr/>Two recent luminosity function (LF) for galaxies are reviewed and the parameters which characterize the near infrared are fixed. A first LF is a modified Schechter LF with four parameters. Thesecond LF is derived from the generalized gamma distribution and has four parameters. The formulas which give the number of galaxies as function of the redshift are reviewed and a special attention is given to the position of the photometric maximum which is expressed as function of a critical parameter or the flux of radiation or the apparent magnitude. A simulation of the 2MASS Redshift Survey is given in the framework of the non Poissonian Voronoi Tessellation. <![CDATA[<b><i>uvby</i></b><b> - </b><b><i>β</i></b><b> Photoelectric photometry and membership determination of the open cluster NGC 2353</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012014000100003&lng=pt&nrm=iso&tlng=pt A partir de fotometría fotoeléctrica uvby-β del cúmulo abierto NGC 2353 (55 estrellas) realizamos la determinación de distancias y, por ende, la pertenencia de las estrellas al cúmulo. Asimismo, se determinaron la edad y el enrojecimiento de éste.<hr/>From uvby-β photoelectric photometry oftheopencluster NGC 2353(55 stars) we were able to determine membership of the stars to the cluster and fix its age and reddening. <![CDATA[<b>A hydrodynamical mechanism for generating astrophysical jets</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012014000100004&lng=pt&nrm=iso&tlng=pt Se muestra que si en un disco de acreción clásico falla la aproximación de disco estrecho dentro de un cierto radio, se debe dar una transición de trayectorias keplerianas hacia trayectorias en caída radial. Se espera que esta transición ocurra al interior de un cierto radio crítico, siempre y cuando los perfiles de densidad superficial tengan una pendiente mayor que Σ (R) ∝ R½. Las trayectorias de caída dan lugar a una concentración de materia hacia las regiones centrales, donde la mayor parte de la materia será tragada por el objeto central. Mostramos, a través de un análisis hidrodinámico perturbativo, que lo anterior tiene como resultado natural la formación de un par de chorros (jets) polares bien colimados. Se propone un primer tratamiento analítico del problema, y se muestra que es posible generar chorros astrofísicos a partir de mecanismos puramente hidrodinámicos. El mecanismo aquí descrito complementa las ideas existentes sobre el papel de los campos magnéticos, que muy probablemente dan lugar a la colimación a gran escala y a la estabilidad de los chorros.<hr/>Whenever in a classical accretion disk the thin disk approximation fails interior to a certain radius, a transition from Keplerian to radial infalling trajectories should occur. We show that this transition is actually expected to occur interior to a certain critical radius, provided surface density profiles are steeper than Σ (R) ∝R½, and further, that it probably corresponds to the observationally inferred phenomena of thick hot walls internally limiting the extent of many stellar accretion disks. Infalling trajectories will lead to the convergent focusing and concentration of matter towards the very central regions, most of which will simply be swallowed by the central object. We show through a perturbative hydrodynamical analysis, that this will naturally develop a well collimated pair of polar jets. A first analytic treatment of the problem described is given, proving the feasibility of purely hydrodynamical mechanisms for astrophysical jet generation. <![CDATA[<b>Temporal properties of the brightest speckle</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012014000100005&lng=pt&nrm=iso&tlng=pt Se presentan resultados experimentales sobre las propiedades temporales de la mota (speckle) más brillante. Los datos muestran que el tiempo de vida de la mota más brillante, definido como el tiempo de correlación a la altura media de la función de correlación temporal, es de aproximadamente 20 ms. El tiempo de vida más corto que observamos fue de 7 ms, y el más largo, de 70 ms. La comparación de los resultados obtenidos en tres filtros nos permite concluir que el tiempo de vida de la mota más brillante disminuye al disminuir la longitud de onda. Comparamos el tiempo de vida de la mota más brillante con el tiempo de correlación del centroide de la imagen. El resultado es que el tiempo de correlación del centroide de la imagen es aproximadamente 10 veces mayor que el tiempo de vida de la mota más brillante.<hr/>The experimental results related to the temporal properties of the brightest speckle are presented. The analysis of the data shows that the lifetime of the brightest speckle, defined as a correlation time at the one-half height of the temporal correlation function, is about 20 ms. The shortest lifetime which we observed is about 7 ms while the longest is about 70 ms. The comparison of the results obtained in three filters allows us to conclude that the life time of the brightest speckle decreases with decreasing wave length. Also a comparison of the lifetime of the brightest speckle to the correlation time of the image centroid is performed. The comparison shows that the correlation time of the image centroid is approximately 10 times longer than the lifetime of the brightest speckle. <![CDATA[<b>Effect of a stellar companion on the modeling of HD 142527 infrared sed</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012014000100006&lng=pt&nrm=iso&tlng=pt El descubrimiento de una compañera de la estrella Herbig Ae/Be HD 142527 motiva el estudio del efecto que produce en la SED. El principal cambio en la configuración del sistema es la formación de una brecha en el disco. Debido a este cambio se forma una pared (lado externo del hueco), la cual está iluminada frontalmente por la radiación estelar. Se modela la SED, considerando todas las componentes: un disco con dos brechas (una producida por la compañera estelar y la otra por planetas potenciales), tres paredes (dos asociadas con las brechas y la otra por sublimación de polvo), y corrientes de material ópticamente delgadas en las brechas y las estrellas. El material ópticamente delgado requerido para ajustar el espectro está localizado en un halo, pero también dentro de las brechas. El halo modelado es más pequeño que el considerado en un modelo previo del sistema.<hr/>The discovery of a companion of the Herbig Ae/Be star HD 142527 motivates the study of the effect that it produces on the SED. The main change on the system configuration is the formation of a gap in the disk. Due to this change, a wall (outer edge of the gap), which is frontally illuminated by stellar radiation is formed. We present a model for the SED, considering all the components: a disk with two gaps (one produced by the stellar companion and the other by potential planets), three walls (two associated with the gaps and the other with dust sublimation), and optically thin streams of material in the gaps and the stars. The optically thin material required to fit the spectrum is located in a halo, but also inside the gaps. The modeled halo is smaller than the one considered in a previous model of the system. <![CDATA[<b>Chemical compositions of RV tauri stars and related objects</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012014000100007&lng=pt&nrm=iso&tlng=pt Hemos emprendido un análisis de las abundancias químicas para una muestra de estrellas RV Tauri poco estudiadas, para mejorar nuestro entendimiento de la evolución estelar post-secuencia asintótica de las gigantes (post-AGB).Nuestro estudio se basa en espectros de alta resolución y en una malla de modelos atmosféricos. Encontramos indicaciones de un leve proceso-s para V820 Cen y IRAS 06165+3158. Por otra parte, SU Gem y BT Lac muestran los efectos de una ligera separación polvo-gas. Hemos reunido los datos existentes sobre las abundancias de objetos RV Tauri, y encontramos que una gran parte de ellos muestra efectos de separación polvo-gas. En nuestro estudio encontramos un pequeño grupo de estrellas RV Tauri galácticas con evidencia del proceso-s ligeramente aumentado. Dos de tres objetos con evidencia de proceso-s aumentado pertenecen a la clase C de objetos RV Tauri. Estos objetos, pobres en metales, son candidatos prometedores para el estudio del proceso-s en las estrellas RV Tauri.<hr/>We have undertaken a comprehensive abundance analysis for a sample of relatively unexplored RV Tauri and RV Tauri like stars to further our understanding of post-Asymptotic Giant Branch (post-AGB) evolution. From our study based on high resolution spectra and a grid of model atmospheres, we find indications of mild s-processing for V820 Cen and IRAS 06165+3158. On the other hand, SU Gem and BT Lac exhibit the effects of mild dust-gas winnowing. We have also compiled the existing abundance data on RV Tauri objects and find that a large fraction of them are afflicted by dust-gas winnowing and aided by the present work, we find a small group of two RV Tauris showing mild s-process enhancement in our Galaxy. With two out of three reported s-process enhanced objects belonging to RV Tauri spectroscopic class C, these intrinsically metal-poor objects appear to be promising candidates to analyse the possible s-processing in RV Tauri stars. <![CDATA[<b>Epoch-dependent absorption line profile variability in </b><b>λ</b><b> Cep</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012014000100008&lng=pt&nrm=iso&tlng=pt Reportamos el análisis de una campaña de monitoreo espectroscópico multiépoca de la estrella O6 Ief λ Cep. Observaciones previas habían reportado la existencia de dos modos de pulsaciones no-radiales en esta estrella. Nuestros datos revelan una situación considerablemente más compleja. Las frequencias contenidas en el espectro de potencia cambian considerablemente de una época a otra. No encontramos ninguna frecuencia estable que pueda ser atribuida inequívocamente a pulsaciones. La dependencia temporal de las frequencias y los patrones devariabilidad son similares a los observados en las líneas de emisión del viento en esta y otras estrellas Oef, lo cual sugiere que ambos fenómenos tienen probablemente el mismo origen, aunque éste siga todavía sin conocerse.<hr/>We present the analysis of a multi-epoch spectroscopic monitoring campaign of the O6Iefstar λ Cep. Previous observations reported the existence of two modes of non-radial pulsations in this star. Our data reveal a much more complex situation. The frequency content of the power spectrum considerably changes from one epoch to the other. We find no stable frequency that can unambiguously be attributed to pulsations. The epoch-dependence of the frequencies and variability patterns are similar to what is seen in the wind emission lines of this and other Oef stars, suggesting that both phenomena likely have the same, currently still unknown, origin. <![CDATA[<b>A spallation model for <sup>44</sup>TI production in core collapse supernovae</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012014000100009&lng=pt&nrm=iso&tlng=pt Los modelos actuales para supernovas con colapso del núcleo (ccSNe) predicen abundancias excesivas de 44Ti comparadas con las observadas. Presentamos un modelo alternativo, en el cual la detonación de una estrella neutrón (Nova Quark o QN) sigue a la explosión de la ccSNe, lo cual tiene como resultado reacciones de espalación en el material arrojado por la SN, que producen 44Ti. Con nuestro modelo y con un retraso adecuado en el tiempo entre la QN y la SN, logramos una producción de 44Ti de ~ 10-4 M⊙. Nuestro modelo también produce señales únicas, que no se encuentran en los modelos estándar de nucleosíntesis en ccSNe. Ejemplos de estas señales son una abundante producción de 7Be y 22Na. Discutimos estas señales mediante el análisis de las curvas de luz tardías y la espectroscopía en rayos gama para nuestro modelo.<hr/>Current core collapse supernovae (cc-SNe) models predict overproduction of 44Ti compared to observations. We present a model for an alternative channel where a cc-SN explosion is followed by a neutron star detonation (QuarkNovaor QN), resulting in a spallation reaction of SN ejecta that produces 44Ti. We can achieve a 44Ti production of ~ 10-4 M⊙ with our model under the right time delay between the QN and the SN. Our model also produces unique signals not found in standard, cc-SN nucleosynthesis models. Some of these unique signals include a significantly large production of 7Be and 22Na. We discuss some of these signals by analyzing the late time light curve and gamma spectroscopy of our model. <![CDATA[<b>Investigation of the 0.84-M telescope guiding at the OAN-SPM</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012014000100010&lng=pt&nrm=iso&tlng=pt Reportamos los resultados de una investigación experimental sobre el guiado del telescopio de 0.84-m en el Observatorio Nacional Sierra de San Pedro Mártir, México. Se realizaron observaciones con una cámara EMCCD Andor Luca-S, que permite registrar conjuntos de imágenes de corta exposición. El análisis de los datos muestra que existen tres tipos de errores en el guiado: una tendencia lineal, vibraciones del telescopio, y brincos abruptos.<hr/>We report the results of experimental investigations of the 0.84-m telescope guiding at the Observatorio Astronómico Nacional at Sierra San Pedro Mártir, Mexico. The observations were carried out with an EMCCD Andor Luca-S camera which allows one to record sets of short-exposure images. The analysis of the data shows that three types of telescope guiding errors are present: linear trend, telescope vibrations, and telescope jumps. <![CDATA[<b>Kinematic model for asymmetry</b>: <b>projected hotspot/lobe advance speed</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012014000100011&lng=pt&nrm=iso&tlng=pt Presentamos un modelo cinemático para las asimetrías en las radiofuentes, el cual nos permite estimar la velocidad proyectada (mancha caliente/avance del lóbulo) en fuentes de radio de alta luminosidad usando el cociente entre las longitudes delos brazos (Q) y el cociente delos flujos aparentes (R). Obtenemos una velocidad media proyectada a lo largo de la visual ‹β̅›= 0.15 ± 0.05 para todas las fuentes de nuestra muestra utilizando el parámetro Q, y ‹β̅› ~ 0.12- 0.32 para ρ = 2α + 1(donde ρ es el índice del espectro de la energía de los electrones) usando el parámetro R. Nuestros resultados indican que el modelo adoptado para la evolución del brillo del elemento de plasma afecta los valores de la velocidad proyectada. Mediante análisis de regresión se encuentra que las velocidades estimadas usando los parámetros Q y R tienen cierta correlación con la distancia (L) y con la luminosidad (P), especialemente en el caso de los cuasares.<hr/>We present a kinematic model for asymmetries in radio sources, which enabled an estimation of the projected hotspot/lobe advance speed for high-luminosity radio sources using the arm-length ratio (Q) and apparent flux ratio (R). We obtain a mean projected speed along the line of sight ‹β̅› = 0.15 ± 0.05 for all the sources in our sample, using the Q parameter and ‹β̅› ~ 0.12- 0.32 for ρ = 2α + 1 (where ρ is the electron energy spectrum index) using the R parameter. Our results indicate that the adopted model of brightness evolution of plasma element affects the values of projected speed. Regression analyses indicate that the estimated speeds using the Q and R parameters show some correlation with distance (L) and luminosity (P), especiallyfor quasars. <![CDATA[<b>The surface gravitational redshift of the massive neutron star PSR J0348+0432</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012014000100012&lng=pt&nrm=iso&tlng=pt Se calcula el corrimiento al rojo gravitatorio en la superficie de la estrella neutrón masiva PSR J0348+0432 en el marco de la teoria relativista de campo medio, escogiendo adecuadamente las constantes de acoplamiento para los hiperones. Se encuentra que el intervalo de valores para el radio y el corrimiento al rojo gravitatorio en la superficie de PSR J0348+0432 es de 12.062-12.957 km y 0.3473-0.04064, respectivamente. Según nuestros cálculos, los valores para el radio y el corrimiento al rojo gravitatorio para una estrella neutrón de masa canónica son de 13.245 km y 0.2226, respectivamente. Así, el corrimiento al rojo gravitatorio de PSR J0348+0432 resulta ser 1.56-1.8 veces mayor que el de la estrella neutrón de masa canónica.<hr/>The surface gravitational redshift of the massive neutron star PSR J0348+0432 is calculated in the framework of the relativistic mean field theory by choosing the suitable hyperon coupling constants. It is found that the value ranges of the radius and the surface gravitational redshift of the massive neutron star PSR J0348+0432 are determined as 12.062-12.957 km and 0.3473-0.4064, respectively. In our calculations, the radius and the surface gravitational redshift of the canonical mass neutron star are, respectively 13.245 km and 0.2226. So, the surface gravitational red shift of the massive neutron star PSRJ 0348+0432 is about 1.56-1.8 times larger than that of the canonical mass neutron star. <![CDATA[<b>A new orbit for comet C/1861 J1 (Great comet of 1861)</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012014000100013&lng=pt&nrm=iso&tlng=pt Se ha calculado una órbita nueva para el Cometa C/1861 J1 (Gran cometa de 1861) que reemplaza la órbita de Kreutz calculada en 1880. La órbita usa 2,362 observaciones, 1,198 en ascensión recta y 1,164 en declinación, hechas entre mayo de 1861 y marzo de 1862. El período del cometa de 364.96 ± 0.51 años es bastante diferente del período de 409 años calculado por Kreutz. Se enlaza esta órbita con una calculada con 5 observaciones hechas en el oriente en 1500, quizás observaciones del Gran cometa, mediante el uso de condiciones de contorno para las ecuaciones diferenciales de movimiento. La órbita enlazada posee un período de 361.3 años, y aumenta la probabilidad que las observaciones de 1500 sean del Gran cometa. Aunque los residuos sean relativamente aleatorios (16.0% probabilidad de aleatoridad), los residuos pos-perihelio son menos aleatorios, indicando posibles desvíos del movimiento kepleriano, tales como errores sistemáticos o fuerzas nogravitatorias.<hr/>A new orbit is calculated for Comet C/1861 J1 (Great comet of 1861) to replace Kreutz's orbit of 1880. The orbit is based upon 2,362 observations, 1,198 in right ascension and 1,164 in declination, made between May of 1861 and March of 1862. The comet's period of 364.96 ± 0.51 yr differs significantly from Kreutz's period of 409 yr. This orbit is linked with one calculated from 5 observations made in the Far East in 1500, possibly of the Great comet, by imposing boundary conditions on the differential equations of motion. The linked orbit indicates a period of 361.3 yr. This increases the probability that the Great comet is indeed the comet observed in 1500. Although the residuals are relatively random (16.0% probability of randomness), post-perihelion residuals are less random indicating possible deviations from Keplerian motion such as systematics error or nongravitational forces. <![CDATA[<b><i>uvby</i></b><b>-</b><b><i>β</i></b><b> Photoelectric photometry of the open cluster NGC 2343</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012014000100014&lng=pt&nrm=iso&tlng=pt A partir de fotometría fotoeléctrica uvby - β del cúmulo abierto NGC 2343 (20 estrellas) realizamos la determinación de distancias de cada una y, por ende, la pertenencia de las estrellas al cúmulo. Asimismo se determinaron el enrojecimiento y la edad.<hr/>From uvby − β photometry of the open cluster NGC 2343 (20 stars) we were able to determine membership of the stars to the cluster and fix its age and reddening. <![CDATA[<b>Periodic radio continuum emission associated with the </b><b>β</b><b> Cephei star V2187 CYG</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012014000100015&lng=pt&nrm=iso&tlng=pt Presentamos fotometría y espectroscopía de mediana resolución de V2187 Cyg. Confirmamos que es una estrella tipo β Cephei de tipo espectral B2-3 V. Tiene variaciones sinusoidales con un período de 0.2539 días y amplitudes medias de 0.037 y 0.042 magnitudes en i y V, respectivamente. No encontramos evidencia de variaciones en los perfiles de líneas de absorción en escalas de tiempo de horas o días y tampoco líneas de emisión. Reportamos también la sorpresiva detección de emisión de radiocontinuo de esta estrella con un espectro térmico. La emisión de radio presenta variaciones con un periodo de 12.8 días. Del archivo del Very Large Array encontramos que ninguna de las otras 15 estrellas de tipo β Cephei que han sido observadas con este instrumento muestra emisión de radio detectable, aunque muchas de ellas se encuentran mucho más cercanas al Sol que V2187 Cyg. La emisión de radio es, entonces, un fenómeno extremadamente raro en las estrellas tipo β Cephei.<hr/>We present new optical time-resolved photometry and medium-resolution spectroscopy of V2187 Cyg. We confirm its classification as a β Cephei star based on sinusoidal light variations with a period of 0.2539 days and mean amplitudes of 0.037 and 0.042 magnitudes in i and V, respectively. We classified the spectrum of this star as B2-3 V with no evidence of variations in the profiles of its absorption lines in timescales of hours or days. The stellar spectrum is totally absent of emission lines. We detected unexpected faint radio continuum emission (between 0.4 and 0.8 mJy at 6-cm) showing a sinusoidal variation with a period of 12.8 days. The radio spectrum is thermal. We searched in the Very Large Array archive for radio continuum emission toward 15 other β Cephei stars. None of these additional stars, some of them much closer to the Sun than V2187 Cyg, was detected, indicating that radio emission from β Cephei stars is extremely uncommon. <![CDATA[<b>A sensitive search for methanol line emission toward evolved stars</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012014000100016&lng=pt&nrm=iso&tlng=pt Presentamos una búsqueda muy sensible de emisión de líneas de metanol a 1 cm en estrellas evolucionadas, con el fin de detectar, por primera vez, máseres de metanol en este tipo de objetos. Nuestra muestra incluye estrellas post-AGB y nebulosas planetarias (NP) jóvenes, cuyos procesos de pérdida de masa y sus estructuras circunestelares se asemejan a los de objetos estelares jóvenes (OEJ), en los que se detectan máseres de metanol. Buscamos máseres de Clase I en 73 objetos y de Clase II en 16. No encontramos ninguna detección. La ausencia de detecciones de máseres de Clase I indica que la producción de metanol en granos de polvo, o el incremento de su abundancia en las zonas de choque de objetos evolucionados no es tan eficiente como en OEJs. Proponemos que las NPs relativamente más evolucionadas podrían tener una mayor probabilidad de detección de máseres de Clase II.<hr/>We present a sensitive search for methanol line emission in evolved stars at 1 cm, aiming to detect, for the first time, methanol masers in this type of objects. Our sample comprised post-AGB stars and young planetary nebulae (PNe), whose mass-loss processes and circumstellar structures resemble those of young stellar objects(YSOs), where methanol masers are detected. Class I masers were searched for in 73 objects, whereas Class II ones were searched in 16. No detection was obtained. The non-detection of Class I methanol masers indicated that methanol production in dust grains and/or the enhancement of its gas-phase abundance in the shocked regions of evolved objects are not as effcient as in YSOs. We suggest that relatively more evolved PNe might have a better probability of harboring Class II masers. <![CDATA[<b>The strong/weak shock transition in cylindrical and planar blast waves</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012014000100017&lng=pt&nrm=iso&tlng=pt Un fuerte episodio de formación estelar puede tener como consecuencia la producción de hasta ~10³ estrellas masivas, las cuales después de unos ~10(6) yr tendrán explosiones de supernova. Dependiendo de la distribución espacial de las supernovas, su efecto combinado producirá ondas de choque con distintas geometrías. En este artículo, derivamos una solución para supernovas que explotan a lo largo de una distribución lineal (por ejemplo, a lo largo de un sector de brazo espiral) y también discutimos el caso de una distribución plana. Finalmente, comparamos los resultados obtenidos para una distribución con concentración central, una distribución lineal y una distribución plana.<hr/>A strong burst of star formation can result in the formation of up to ~10³ massive stars, which after a time of ~10(6) yr will have supernova explosions. Depending on the spatial distribution of the supernovae, their combined effect will produce blast waves with different geometries. In this paper, we derive a solution for supernovae going off in a linear distribution (e.g., along a sector of aspiral arm) and also discuss the case of a planar distribution. Finally, we compare the results obtained for a centrally concentrated, a linear and a planar distribution for the supernovae. <![CDATA[<b>Speckle interferometry at the Observatorio Astronómico Nacional. V</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012014000100018&lng=pt&nrm=iso&tlng=pt Presentamos mediciones de estrellas binarias mediante interferometría de motas (speckle), realizadas en septiembre, octubre y noviembre de 2009 con el telescopio de 1.5-m del Observatorio Astronómico Nacional en SPM (México). Reportamos los resultados de 645 medidas de 504 pares de estrellas, con una magnitud límite para la primaria de V = 12.3. Las separaciones angulares van desde 0'' .144 hasta 5'' .17. 396 pares tienen separaciones de menos de 1''. El error medio en las separaciones es de 0'' .033, y el de los ángulos de posición, 0°.9. La ambigüedad de 180°, usual en este tipo de mediciones, fue corregida para la mayoría de los pares usando observaciones de otros autores.<hr/>We present speckle interferometric measurements of binary stars performed during September, October and November of 2009 with the 1.5-m telescope of the Observatorio Astronómico Nacional at SPM (Mexico). We report here the results of 645 measurements of 504 pairs of stars with a primary limiting magnitude of V = 12.3. The measured angular separations range from 0'' .144 to 5'' .17. 396 pairs have separations of less than 1''. The mean error in separation is 0'' .033 and in position angle, 0° .9. The usual 180° ambiguity was corrected for the majority of position angles by comparison with observations performed by other observers. <![CDATA[Obituary Paola D'Alessio]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012014000100019&lng=pt&nrm=iso&tlng=pt Presentamos mediciones de estrellas binarias mediante interferometría de motas (speckle), realizadas en septiembre, octubre y noviembre de 2009 con el telescopio de 1.5-m del Observatorio Astronómico Nacional en SPM (México). Reportamos los resultados de 645 medidas de 504 pares de estrellas, con una magnitud límite para la primaria de V = 12.3. Las separaciones angulares van desde 0'' .144 hasta 5'' .17. 396 pares tienen separaciones de menos de 1''. El error medio en las separaciones es de 0'' .033, y el de los ángulos de posición, 0°.9. La ambigüedad de 180°, usual en este tipo de mediciones, fue corregida para la mayoría de los pares usando observaciones de otros autores.<hr/>We present speckle interferometric measurements of binary stars performed during September, October and November of 2009 with the 1.5-m telescope of the Observatorio Astronómico Nacional at SPM (Mexico). We report here the results of 645 measurements of 504 pairs of stars with a primary limiting magnitude of V = 12.3. The measured angular separations range from 0'' .144 to 5'' .17. 396 pairs have separations of less than 1''. The mean error in separation is 0'' .033 and in position angle, 0° .9. The usual 180° ambiguity was corrected for the majority of position angles by comparison with observations performed by other observers.