Revista mexicana de astronomía y astrofísica

CCD Photometry of M15

Presentamos observaciones CCD del cúmulo galáctico M15 en los filtros B y V. El cúmulo fue cubierto razonablemente bien excepto en su parte norte, en donde nuestras observaciones presentan falta de datos. Se obtuvo el diagrama Hertzsprung-Russell (HR) para cada una de las regiones observadas y posteriormente se produjo un diagrama HR combinado que contiene más de 3000 estrellas. Generamos un Diagrama Color Magnitud (CMD) limpio y una Línea Súper Fiduciaria (SFL). La aplicación de varios métodos y el ajuste de isócronas nos lleva a obtener los siguientes valores para la metalicidad [Fe/H]M15 ~ -2.16 ± 0.10, el enrojecimiento E(B - V)M15~ 0.11 ± 0.03, y un módulo de distancia de [(m-M)0]M15 ~ 15.03.

We present CCD observations of the galactic globular cluster M15, in the B and V filters. The cluster was reasonably covered, except in its northern region where our observations present a gap. We obtained a Hertzsprung-Russell (HR) diagram for each region observed, and later we produced a combined HR diagram containing more than 3000 stars. We generate a clean Colour Magnitude Diagram (CMD) and a Super Fiducial Line (SFL). Application of several methods and isochrone fitting leads us to obtain values for the metallicity [Fe/H]M15~ -2.16 ± 0.10, the reddening E(B - V)M15~ 0.11 ± 0.03, and a distance modulus of [(m-M)0]M15 ~ 15.03.

Simple Model with Time-varying Fine structure "Constant"-Part II

Extendiendo la Hipótesis de los Grandes Números de Dirac para cubrir las "constantes" cosmológica y de estructura fina, y la rotación del Universo, las estudiamos, incluyendo una "demostración", del cálculo de la velocidad angular del Universo actual, y del inflacionario. Se clarifican algunos puntos criticables de este artículo.

The extension of Dirac's LNH to cover cosmological and fine-structure time-varying "constants", and the rotation of the universe, is here analysed, including a "derivation" of the angular speed of the present universe, and of the inflationary phase. Controversial points in the present calculation are clarified.

H91α Radio Recombination Line and 3.5 cm Continuum Observations of the Planetary Nebula NGC 3242

Presentamos observaciones de alta sensitividad de la línea de recombinación de radio H91α a 3.5 cm y de su continuo adyacente hacia la nebulosa planetaria NGC 3242. La temperatura electrónica derivada suponiendo equilibrio termodinámico local coincide dentro de ~10% con la determinada de líneas ópticas y de la discontinuidad de Balmer. La emisión de línea y la de continuo tienen una distribución espacial muy similar, lo que indica que a esta longitud de onda no hay otro proceso de emisión de continuo presente de manera significativa. En particular concluimos que la emisión de polvo rotante no es importante a esta longitud de onda. En esta línea de recombinación de radio la nebulosa presenta una estructura en velocidad radial que coincide con la obtenida de observaciones de líneas en el visible.

We present high sensitivity H91α and 3.5 cm radio continuum observations toward the planetary nebula NGC 3242. The electron temperature determined assuming local thermodynamic equilibrium is consistent within ~10% with that derived from optical lines and the Balmer discontinuity. The line emission and the continuum emission have a very similar spatial distribution, suggesting that at this wavelength there is no other continuum process present in a significant manner. In particular, we conclude that emission from spinning dust is not important at this wavelength. In this radio recombination line the nebula presents a radial velocity structure consistent with that obtained from observations of optical lines.

IMF from infrared photometry of young stellar clusters in Taurus-Auriga and Orion

Se aplicó el método de vectores principales de disco y extinción a los datos fotométricos en el cercano infrarrojo de los cúmulos estelares jóvenes de las regiones Tauro-Auriga y Orion. Bajo la suposición de que la edad del cúmulo está representada por la mediana de la distribución de edades se obtiene una estimación de las masas estelares individuales. La función inicial de masa (FIM) obtenida para estos cúmulos exhibe una gran similitud con la obtenida por métodos espectroscópicos y fotométricos y puede constituir una representación robusta de la FIM. El método permite encontrar la contribución por extinción y disco para cada estrella. La distribución global de la extinción para el cúmulo de Orion se compara bien con resultados previos. Se encuentra que la frecuencia de estrellas T Tauri con disco es del orden de 50%.

We applied the extinction-disk-principal vectors approach to near infrared photometric data of the Taurus-Auriga region and Orion Nebula young stellar clusters. By assuming that the cluster age is represented by the median value of the age distribution we are able to derive the distribution of stellar masses. We showed that the resulting initial mass function (IMF) for these two young stellar clusters compares remarkably well and might be a robust representation of the IMF obtained by spectroscopic or photometric methods. The method also yields the extinction and disk contribution for each star. The overall extinction distribution for the Orion cluster is analyzed and compares well with previous work. The frequency of T Tauri stars with disks is about 50%.

A Photometric and Spectroscopic Evaluation of the Site at Tonantzintla Observatory

Se presenta una evaluación sobre la calidad del cielo en el Observatorio Astronómico Nacional de Tonantzintla mediante la calibración fotométrica de un conjunto de estrellas estándar en M67 en las bandas B, V, R e I del sistema Johnson-Cousins y la observación del cielo a diferentes distancias cenitales con el espectrógrafo Boller & Chivens. El brillo del cielo se estimó (a) a partir de las observaciones CCD al cúmulo M67 y (b) utilizando un método visual en dirección de estrellas de magnitud conocida. Se obtuvo un valor de 18.5 ± 0.6 mag arcsec-2. La curva de extinción atmosférica promedio presenta un comportamiento intermedio entre la observada para el OAN-San Pedro Mártir y la asociada a actividad volcánica. Los espectros del cielo en el OAN-Tonantzintla permiten identificar líneas asociadas a lámparas de HgI y NaI a baja y alta presión. Nuestros resultados permiten justificar la actualización y compra de nuevo equipamiento para convertir al OAN-Tonantzintla en el Laboratorio para la Enseñanza de la Astronomía Observacional.

Based on data obtained at the Observatorio Astronómico Nacional, Tonantzintla, an evaluation of the quality of the local sky is presented. The evaluation is carried out through an absolute CCD calibration to a set of standard stars in the field of M67 in the B, V, R and I Johnson-Cousins system and from Boller & Chivens long-slit spectroscopic observations of the local sky at various elevations. The sky brightness is estimated from our CCD frames yielding a mean value of 18.5 ± 0.6 mag arcsec-2. The mean atmospheric extinction curve behaves midway between the normal extinction and that related to volcanic outbursts. From the long-slit spectra of the sky at OAN-Tonantzintla, HgI and NaI lines of high and low pressure lamps are identified. These results allow us to justify a major upgrading of the observatory, to convert the OAN-Tonantzintla into the Laboratory for Astronomy Education both for UNAM and for other educational institutions in the center-south part of the country.

On the Precursors of Fossil Groups

Comparamos las magnitudes absolutas en la banda K de las galaxias más brillantes en cúmulos de Bautz-Morgan tipo I con las de las galaxias brillantes de grupos fósiles. Demostramos que las galaxias más brillantes en grupos fósiles son, en promedio, más débiles que sus contrapartes en los cúmulos. Además, mostramos que la luminosidad de la galaxia más brillante depende de la riqueza del cúmulo. Concluimos que los precursores de grupos fósiles fueron en promedio cúmulos pobres.

We compare the absolute magnitudes in the K-band of the brightest galaxies in clusters of Bautz-Morgan type I with those of the fossil group brightest galaxies. It is found that the brightest galaxies in fossil groups are on average fainter than the brightest galaxies in clusters. It is also shown that the brightness of the brightest galaxy depends on the cluster richness. It is concluded that the precursors of fossil groups were on average poor clusters.

Herbig-Haro objects around CG 30

En este trabajo estudiamos objetos Herbig-Haro ubicados en la región alrededor de la cabeza del glóbulo cometario CG 30. Se presentan dos conjuntos de imágenes ópticas. El primero consta de imágenes obtenidas con el New Technology Telescope de 3.5 m en 1995 en tres líneas de emisión: Hα, [SII]λλ6731,6716 Å y [O II]λ3729 Å. El segundo conjunto es la imagen en Hα del complejo CG 30/31/38 obtenida en 2006 con el Telescopio Subaru de 8 m. Se ha estudiado los movimientos propios usando las imágenes en Hα de ambas épocas. Debido a la alta resolución de nuestras imágenes hemos podido, por primera vez, resolver el objeto HH 120 en diez nudos y medir movimientos propios para algunos de ellos. Hemos descubierto varios nuevos objetos HH que se ven mejor en nuestra imagen en [SII], como también un gran chorro bipolar, HH 950, que sale de la cabeza de CG 30. Proponemos que dos fuentes submilimétricas previamente conocidas emiten los flujos HH 120 y HH 950. Las dos fuentes podrían ser objetos binarios. Esto se debe a que (1) los vectores de movimiento propio de los nudos de HH 120 sugieren que este objeto está compuesto de dos flujos y (2) la estructura del flujo HH 950 sugiere que la dirección del eje del chorro ha cambiado en el pasado.

In this work we study Herbig-Haro objects located in the region around the head of the cometary globule CG 30. Two sets of optical images are presented. The first set was obtained with the 3.5 m New Technology Telescope in 1995 in three emission lines: Ha, [S II]λλ6731,6716 Å and [O II]λ3729 Å. The second set is an Ha image of the CG 30/31/38 complex obtained in 2006 with the 8 m Subaru telescope. A proper motion study of the HH objects in the region was performed using the Ha images from both epochs. Due to the high resolution of our images we were able, for the first time, to resolve the HH 120 object into ten knots and measure proper motions for some of them. We discovered several new HH objects which are best seen in our [S II] image as well as a large bipolar jet, HH 950, emerging from the head of CG 30. We suggest that two previously known submillimeter sources are the driving sources for the HH 120 and HH 950 flows. They could both be binary sources, because (1) the proper motion vectors of the HH 120 knots suggest that this object is actually composed of two outflows and (2) the structure of the HH 950 flow suggests that the direction of the jet axis has changed in the past.

Photoevaporation of a binary proplyd system

Presentamos simulaciones 3D de la fotoevaporacion de un sistema binario de discos de acreción dentro de una región fotoionizada. Las simulaciones consideran la radiación utravioleta lejana y extrema (FUV y EUV) de una estrella. Estudiamos dos casos: modelos dominados por la radiación FUV y por la EUV. Los modelos dominados por la radiación FUV muestran una cascara inter-proplyd que está bien definida tanto en mapas de densidad como de emisión Ha cuando la separación de la binaria es relativamente grande (~ 2 000 AU). Para separaciones menores ( 200 AU), no se desarrolla una cascara inter-proplyd. Mostramos que un modelo EUV con una elección de parámetros adecuada tiene una cascara inter-proplyd con una emisión de Ha incrementada respecto a la emisión de los frentes de ionización, en mejor acuerdo con las observaciones del proplyd binario LV1.

We present 3D numerical simulations of photo-evaporation of a binary accretion disk system inside an H II region. The simulations take into account far-and extreme-ultraviolet (FUV and EUV) radiation from a stellar source. We study both FUV dominated and EUV dominated models. FUV dominated models show a well defined interproplyd shell in both Ha emission and density maps, when the separation of the binary system is relatively large (~ 2 000 AU). For smaller separations ( 200 AU), the interproplyd shell no longer develops. We show that an EUV model with a suitable choice of parameters increases the Ha emission of the interproplyd shell relative to the emission of the ionization fronts, in better agreement with the observations of the binary proplyd LV1.

The green potential of the San Pedro Mártir observatory

Se analizan observaciones meteorológicas realizadas entre octubre 2004 y julio 2008 en el Observatorio Astronómico Nacional de México (OAN). En abril, mayo y junio la humedad fue inferior a 55% casi 90% del tiempo. La velocidad del viento fue mayor durante la noche y disminuyó entre marzo y noviembre. Las variaciones nocturnas, diarias y anuales de temperatura fueron cercanas a 2, 6 y 16°C, respectivamente. La altura de escala para la función que relaciona la velocidad del viento con la altura sobre el suelo está entre 0.55 y 0.67 metros. La operación normal del OAN produjo algo más que 750 toneladas de CO al año, unas 3 veces más que las emitidas por una industria mediana típica del municipio de Ensenada, donde está ubicado el OAN. La energía eólica pudo ser utilizada para producir electricidad ~ 60% del tiempo, siendo más abundante durante la noche y en los meses de invierno y primavera temprana. La energía solar y eólica parece bastar para cubrir todas las necesidades energéticas del observatorio, cerca de 110 kWh, incluyendo transporte.

Weather observations carried out between October 2004 and July 2008 at the Mexican Observatorio Astronómico Nacional (OAN) are analyzed. Humidity in April, May and June was less than 55% nearly 90% of the time. Wind speed was larger at nightime and tended to decrease between March and November. Typical temperature variations during the night, for the entire day and for a whole year were about 2, 6 and 16° C, respectively. The scale height or roughness length for the function relating wind speed and height above ground is between 0.55 and 0.67 meters. Normal activities associated to OAN produced somewhat more than 750 tons of CO a year, roughly 3 times more than a typical mid-scale industry in the district of Ensenada, where OAN is located. Wind energy could have been extracted to produce electricity ~ 60% of the time, being more bountiful during the night and in the winter and early spring months. Solar and wind energy seem plentiful enough to supply the entire energy needs of the observatory, some 110 kWh including transportation.

Age Estimation And Masss Functions of TTauri Stars in The Taurus Auriga Molecular Cloud

En este trabajo se han calculado las funciones de masas en la actualidad (PDMF) de las estrellas T-Tauri (TTS) que están en la fase evolutiva de pre-secuencia principal (PMS) en el complejo de nubes moleculares de Taurus-Auriga. Con este fin, mediante la aplicación de nuestro código modificado de evolución estelar se utilizan modelos estelares en el intervalo de masa de 0.1 - 2.5 para determinar la masa y la masa de edad de las TTS. La función de la masa obtenida se compara con la función de masa de Miller & Scalo (1979). La edad encontrada para las TTS es de alrededor de 1 - 3 × 10(6) años y la función de masa es de aproximadamente 0.6440.348. De estos resultados, hemos calculado la tasa de formación estelar como de alrededor de 1.3 × 10-7 año-1 en esta región.

In this work the present day mass functions (PDMF) of T-Tauri Stars (TTS) which are in the pre-main sequence (PMS) evolutionary phase of their evolution in the Taurus-Auriga Molecular Cloud Complex have been calculated. For this purpose, by applying our modified stellar evolutionary code, stellar models in the mass range 0.1 - 2.5 are used to determine the mass and age mass of TTS. The obtained mass function is compared with the mass function of Miller & Scalo (1979). The age found for TTS is around 1 - 3 × 10(6) yr and the mass function is about 0.6440.348. From these results, we have calculated the stellar birthrate as about 1.3 × 10-7 yr -1 in this region.

A geometrical model for the catalogs of galaxies

La red 3D que se origina por las caras de los polihedros irregulares poissonianos de Voronoi podría representar la estructura básica para la formación de galaxias. En consecuencia, la apariencia espacial de los catálogos de galaxias podría reproducirse. Los catálogos seleccionados para la simulación fueron el 2dF Galaxy Redshift Survey y el Third Reference Catalog of Bright Galaxies. Para explicar el número observado de galaxias con un flujo (o magnitud) dado como función del corrimiento al rojo deben examinarse cuidadosamente las propiedades fotométricas de las galaxias, tanto desde un punto de vista astronómico como teórico. La estadística del volumen de Voronoi normalizado se modela por dos distribuciones, y el super-hueco en Eridanus se identifica como el mayor volumen perteneciente al polihedro de Voronoi. El comportamiento de la función de correlación de las galaxias se simula adoptando el esquema de caras gruesas de polihedros de Voronoi para escalas pequeñas, y conservando los argumentos usuales para escalas grandes.

The 3D network originated by the faces of irregular Poissonian Voronoi polyhedra may represent the backbone on which the galaxies are originated. As a consequence the spatial appearance of the catalogs of galaxies can be reproduced. The selected catalogs to simulate are the 2dF Galaxy Redshift Survey and the Third Reference Catalog of Bright Galaxies. In order to explain the number of observed galaxies for a given flux/magnitude as a function of the redshift, the photometric properties of the galaxies should be carefully examined from both the astronomical and theoretical point of view. The statistics of the Voronoi normalized volume is modeled by two distributions and the Eridanus super-void is identified as the largest volume belonging to the Voronoi polyhedron. The behavior of the correlation function for galaxies is simulated by adopting the framework of thick faces of Voronoi polyhedra on short scales, while adopting standard arguments on large scales.

On the origin of the tailward velocity of O⁺ ions over the magnetic poles of Mars

A partir del análisis de la dinámica de iones O+ de origen ionosférico en la ionofunda de Marte, acelerados por el campo eléctrico convectivo del viento solar (pick up ions), determinamos su velocidad promedio sobre los polos magnéticos del planeta. Estas velocidades se comparan con mediciones in situ de la nave Mars Express. Con base en nuestros resultados encontramos que las velocidades de los iones O+ medidos sobre los polos magnéticos del planeta, que son esencialmente en la dirección antisolar, con componentes y y z muy pequeñas, no se pueden explicar en términos del movimiento girotrópico de las partículas exclusivamente. Concluimos entonces que la velocidad de los iones O+ sobre los polos magnéticos del planeta resultan de la acción de fuerzas de tipo viscoso que transfieren momento entre el viento solar y el plasma ionosférico en la ionofunda de Marte.

We numerically simulate the dynamics of a population of O+ ions of ionospheric origin picked-up by the solar wind in the dayside ionosheath of Mars. Their average velocity as they reach the magnetic polar regions of the planet is compared with in situ measurements of the Mars Express spacecraft. We find that the velocity of O+ ions measured over the magnetic poles of the planet, which is essentially tailward with very small y and z-components according to measurements, cannot be accounted for solely in terms of particle gyromotions. We suggest that the velocity of O+ ions over the magnetic poles of the planet is more probably the result of wave-particle interactions that mediate the transfer of momentum from the solar wind plasma to ionospheric plasma and newly born ions in the ionosheath.

Amplitude fluctuations in curvature sensing: comparison of two schemes

Se investiga la influencia de las fluctuaciones en amplitud sobre la calidad de la reconstrución de fases en la medición de la curvatura. Se comparan los dos esquemas: el que emplea dos imágenes simétricas fuera de foco (esquema de Roddier) y el que emplea una sola (esquema de Hickson). Se demuestra que la precisión de la reconstrucción de fases con el esquema de Hickson se ve fuertemente afectada por fluctuaciones en amplitud incluso leves, mientras que el esquema de Roddier funciona bien incluso con grandes fluctuaciones en amplitud.

The influence of amplitude fluctuations on the quality of phase reconstruction in curvature sensing is investigated. Two curvature schemes are compared: one with two symmetrically-defocused images (Roddier scheme) and one with a single defocused image (Hickson scheme). It is shown that the accuracy of phase reconfluctuations, while the Roddier scheme works well under quite strong amplitude o struction with the Hickson scheme is strongly affected even by low-level amplitude fluctuations.

A Compact Radio Counterpart to the Energetic X-ray Pulsar Associated with the TeV Gamma-Ray Source J1813-178

Reportamos la detección de una fuente de radio compacta y variable coincidente con CXOU J181335.1-174957, el pulsar de rayos-X localizado cerca del centro de la remanente de supernova joven G12.82-0.02, la cual traslapa con la fuente TeV compacta HESS J1813-178. La fuente de radio compacta, que llamamos VLA J181335.1-174957, fue detectada en observaciones hechas a 4.86 GHz con el VLA en 2006. Nuevas observaciones hechas con el VLA en 2009 no detectan la fuente a un nivel 1.9±0.7 veces (2.8σ) más bajo que el de 2006. Sugerimos que VLA J181335.1-174957 podría estar relacionada con alguna de las recientemente detectadas clases de pulsares de radio variables, pero no podemos alcanzar una conclusión más sólida.

We report the detection of a time-variable, compact radio source coincident with CXOU J181335.1-174957, the X-ray pulsar near the center of the young radio supernova remnant G12.82-0.02, which overlaps the compact TeV source HESS J1813-178. The compact radio source, named VLA J181335.1-174957, was detected in 4.86 GHz VLA observations made in 2006. New VLA observations made in 2009 do not detect the source at a level 1.9±0.7 times (2.8σ) lower than that of 2006. We suggest that VLA J181335.1-174957 may be related to one of the recently detected classes of variable radio pulsars but cannot reach a firmer conclusion.

Planetary nebulae in the inner Milky Way: new abundances

El estudio de las nebulosas planetarias del disco interior y del bulbo galáctico proporciona importante información sobre las abundancias químicas de elementos como He, N, O, Ar, Ne y sobre la evolución de estas abundancias, la cual está asociada a la evolución de las estrellas de masa intermedia y a la evolución química de la Galaxia. Presentamos abundancias precisas de los elementos He, N, S, O, Ar, y Ne para una muestra de 54 nebulosas planetarias localizadas en la dirección del bulbo galáctico, para 33 de las cuales se presentan abundancias aquí por primera vez. Las abundancias se derivan a partir de observaciones en la región óptica hechas en el Laboratorio Nacional de Astrofísica (LNA), Brasil. Los datos muestran una buena concordancia con otros resultados en la literatura, en el sentido de que la distribución de abundancias es similar a la obtenida en otros trabajos.

The study of planetary nebulae in the inner-disk and bulge gives important information on the chemical abundances of elements such as He, N, O, Ar, Ne, and on the evolution of these abundances, which is associated with the evolution of intermediate-mass stars and the chemical evolution of the Galaxy. We present accurate abundances of the elements He, N, S, O, Ar, and Ne for a sample of 54 planetary nebulae located towards the bulge of the Galaxy, for 33 of which the abundances are derived here for the first time. The abundances are obtained based on observations in the optical domain made at the National Laboratory for Astrophysics (LNA, Brazil). The data show a good agreement with other results in the literature, in the sense that the distribution of the abundances is similar to that of those works.

HH jets aligned perpendicular to elephant trunks

Consideramos un sistema de flujos eyectados por estrellas de baja masa sumergidas en las puntas de las "trompas de elefante". Suponemos que estos flujos tienen ejes que son intrínsecamente perpendiculares a los ejes de las trompas de elefante. Entonces, derivamos la función de distribución esperada para el ángulo entre las proyecciones sobre el plano del cielo de los ejes del flujo y de la trompa de elefante. Estas funciones de distribución son útiles para interpretar los alineamientos (o falta de alineamientos) observados entre los ejes de flujos HH y trompas de elefante en regiones fotoionizadas.

We consider a system of outflows ejected from low mass young stars embedded in the tips of elephant trunks. We assume that these outflows have axes which are intrinsically perpendicular to the axes of the host elephant trunks. We then derive the distribution function expected for the angle between the projections of the outflow and elephant trunk axes on the plane of the sky. These distribution functions are useful for interpreting the alignments (or lack thereof) observed between HH outflow and elephant trunk axes in photoionized regions.