Revista mexicana de astronomía y astrofísica

Orbit, masses and spectral analysis of the visual binary a 2329

Se presenta una órbita revisada de la binaria A 2329, calculada a partir de un conjunto de medidas interferométricas distribuidas a lo largo de un período orbital. En base a estos nuevos elementos orbitales y a la paralaje de Hipparcos se obtiene una masa dinámica para el sistema de 1.25 ± 0.14 . También se confirma, considerando nuevos datos espectrales, que el tipo espectral MK es K7V.

A revised orbit for the visual binary A 2329, calculated taking into account a set of interferometric measures distributed over one orbital revolution, is presented. On the basis of new orbital elements and the Hipparcos parallax, a dynamical mass of the system of 1.25 ± 0.14 is obtained. By considering new spectral data, we confirm its MK spectral type as K7V.

The neutral counterpart of an uncatalogued nebula and a probable interstellar bubble around wr 53 in the centaurus region

La inspección de imágenes ópticas hacia l = 307° permitió encontrar una nebulosa no catalogada de 9' de radio, que denominamos G307.27+0.27. El análisis de la distribución de la emisión de HI reveló la presencia de una cascara en expansión que rodea a la nebulosa. Sugerimos que la cascara, a una distancia cinemática de 4±1 kpc, es la contraparte atómica neutra de la nebulosa. Observaciones de CO en la banda de radio y datos de la emisión en el infrarrojo lejano y medio nos permitieron detectar gas molecular y polvo interestelar asociados a las estructuras. La presencia de una estrella O6 a una distancia compatible con la de la cascara de Hi sugiere que la estructura es una región HII o una burbuja interestelar. Reportamos también el descubrimiento de una probable burbuja interestelar de HI relacionada a la estrella Wolf-Rayet WR53. Sus parámetros físicos son similares a los de otras burbujas interestelares asociadas a estrellas masivas.

From the inspection of optical images at l = 307° we have found an uncata-logued nebula of about 9' in radius, which we named G307.27+0.27. The analysis of the HI-21cm line emission distribution revealed an expanding HI shell that encircles the optical emission region. The shell, placed at a kinematical distance of 4±1 kpc, is suggested to be the Hi counterpart of the optical nebula. CO observations at radio wavelengths, and far and mid IR data, allowed us to detect molecular gas and interstellar dust associated with the structures. The presence of an O6 star at a spectrophotometric distance compatible with that of the shell supports a stellar wind/HII region origin for the whole structure. We also report a probable Hi interstellar bubble related to the Wolf-Rayet star WR 53. Its physical parameters are similar to the parameters of other Hi bubbles around massive stars.

Formation of a two-dense-rings-pattern disk from the collapse of a cloud

En este artículo se estudia la formación de un disco, que resulta del colapso de una nube rotando rígidamente. El plano perpendicular al eje de la velocidad angular que contiene a la estrella es la superficie donde el material que cae de ambos lados se encuentra, formando así una estructura de choque de dos capas. El material chocado se mueve casi paralelo a este plano, siendo éste el material que forma el disco. Desarrollamos una simulación axi-simétrica e isoterma usando como condición inicial una aproximación balística para las trajectorias de las partículas localizadas en la vecindad de la estrella. La evolución dinámica de este material, incluyendo el material que continuamente se incorpora de la nube, lleva al disco a una configuración estacionaria que consta de dos anillos densos de momento angular específico constante que se encuentran en una posición kepleriana. Un rasgo como este puede cambiar el espectro de estos discos en etapas muy embebidas.

In this paper, the formation of a disk resulting from the collapse of a rigidly-rotating cloud is studied. The plane perpendicular to the angular velocity axis that contains the star is the locus where materials falling from both sides face each other with the consequent formation of a double layer shock structure. The shocked material that moves almost parallel to this plane is the material that forms the disk. A hydrodynamical axisymmetric and isothermal simulation is developed using as initial condition a ballistic approximation for the trajectories of the particles located in the vicinity of the star. The dynamical evolution of this material, including the material that is continuously incorporated from the cloud, drives the disk to a stationary configuration composed of two dense rings with constant specific angular momentum that sit on Keplerian positions. A feature like this can change the spectra of disks in deeply embedded stages.

Statical analysis of molecular line emission from T Tauri disk models

En este trabajo modelamos la emisión esperada de la línea molecular C17O(J=32) en discos protoplanetarios, modificando diferentes parámetros físicos para obtener distintas características observacionales. Nuestra meta es determinar la clase de observaciones que nos permitirán extraer información sobre los parámetros físicos de los discos. Con este propósito realizamos un análisis estadístico de componentes principales y una correlación lineal múltiple en el conjunto de resultados obtenidos a partir de los modelos. Además, presentamos un estudio sobre futuras observaciones de línea molecular en discos protoplanetarios usando SMA y ALMA.

In this work we model the expected emission from the molecular line C17O(J=32) in protoplanetary disks, modifying different physical parameters to obtain distinctive observational signatures. Our aim is to determine the kind of observations that will allow us to extract information about the physical parameters of disks. With this purpose we perform a statistical analysis of principal components and a multiple linear correlation on our set of results from the models. We also present prospects for future molecular line observations of protoplanetary disks using SMA and ALMA.

Intercalibration of the San Pedro Mártir and ctio dimm units

Comparamos mediciones simultáneas de seeing obtenidas durante 14 noches con los monitores de movimiento diferencial de imagen (DIMM) usados en el Observatorio Astronómico Nacional en San Pedro Mártir (SPD) y en Cerro Tololo Inter-American Observatory (RoD). Para el conjunto de datos, compuesto de 1581 mediciones cuasi-simultáneas, encontramos que la media y la mediana de las diferencias de seeing RoD-SPD son +0.004±0.138" y +0.010", respectivamente. También descubrimos que la mediana de las diferencias de seeing RoD-SPD es +0.041" cuando el seeing es inferior a 1"; -0.032" cuando está entre 1", y 1.5" y -0.292" cuando es superior a 1.5". Dado que el seeing es usualmente menor que 1", concluimos que las mediciones hechas con unidades tipo SPD deben incrementarse entre 0.01" y 0.04" al ser comparadas con unidades tipo RoD. Esta corrección es mucho menor que la dispersión natural de medidas de seeing que ocurren a lo largo de cualquier noche, y tiene sentido hacerla sólo si las condiciones operativas en ambos sitios son prácticamente las mismas.

We compare simultaneous seeing measurements produced by the differential image motion monitor (DIMM) units used at the Observatorio Astronómico Nacional at San Pedro Mártir (SPD) and at Cerro Tololo Inter-American Observatory (RoD), for a total of 14 nights. For the data set, made of 1581 nearly-synchronous measurements, we find that the mean and median RoD-SPD seeing differences are +0.004±0.138" and +0.010" respectively. We also find that the median of the RoD-SPD seeing measurements is +0.041" when seeing is less than 1", -0.032" when it is between 1" and 1.5", and -0.292" when it is larger than 1.5". Since seeing is usually smaller than 1", we conclude that measurements obtained with SPD-like units should be increased by 0.01" to 0.04" when comparisons are made with sites using RoD-like units. This correction is much smaller than the natural dispersion of seeing measurements along any night, and it makes sense only when operational conditions in both sites are practically the same.

Radial velocity study of uz serpentis

Se presentan observaciones de alta dispersión espectral y resolución temporal de la nova enana UZ Ser. Encontramos la curva de velocidad radial del disco de acreción, alrededor de la estrella primaria, con una semi-amplitud K1 = 98 km s-1. No se detecta evidencia de la estrella secundaria. El período orbital, estimado de esta curva de velocidad, es de 0.17589 días, ligeramente mayor al encontrado por Echevarría (1988) a través de observaciones fotométricas. Se discuten nuevas efemérides del objeto, basadas en ambos resultados. Un análisis de las masas y el ángulo de inclinación de la binaria, utilizando el diagrama de diagnóstico de masas M1-M2, favorece un conjunto de valores para M1 = 0.90 ± 0.1; M2 = 0.40 ± 0.1; i = 50° ± 0.1, consistentes con las observaciones y modelos en el ultravioleta y la fotometría óptica.

We present high dispersion time-resolved spectroscopic observations of the dwarf nova UZ Ser. We find the radial velocity curve of the accretion disc, surrounding the primary star, with a semi-amplitude K1 = 98 km s-1. There is no spectral evidence of the secondary star. The orbital period, estimated from its velocity curve is 0.17589 days, slightly larger than that found by Echevarría (1988), from photometric observations. New ephemerides of the object are discussed from both results. An analysis of the masses and inclination angle of the binary, using the diagnostic M1-M2 diagram, favors a set of values with M1 = 0.90 ± 0.1; M2 = 0.40 ± 0.1; and i = 50° ± 0.1, which is consistent with the ultraviolet observations and models and also with the optical photometry.

Gravitomagnetism and angular momenta of black-holes

Revisamos las fórmulas del contenido energético de los hoyos negros de Kerr-Newman, para los cuales la parte de energía gravitomagnética entra en escena (Berman 2004, 2006a,b). Después, obtenemos las fórmulas de los momentos angulares, incluyendo el efecto gravitomagnético. Se establecen tres teoremas: (1) Ningún hoyo negro tiene su energía confinada en su interior; (2) Los hoyos negros en rotación no poseen su momento angular confinado; (3) La densidad de energía de un hoyo negro no está confinada interiormente. La diferencia entre nuestros resultados y los previamente publicados por Virbhadra (1990a,b,c), y Aguirregabiria et al. (1996), se desprende de la ausencia de energía auto-gravitacional en el cálculo efectuado por aquellos autores. Esta ausencia se nota directamente en el cálculo de la energía de un hoyo negro estático.

We review the energy contents formulae of Kerr-Newman black-holes, where gravitomagnetic energy term comes into play (Berman 2004, 2006a,b). Then, we obtain the angular momenta formulae, which include the gravitomagnetic effect. Three theorems can be enunciated: (1) No black-hole has its energy confined to its interior; (2) Rotating black-holes do not have confined angular momenta; (3) The energy density of a black-hole is not confined to its interior. The difference between our calculation and previous ones by Virbhadra (1990a,b,c), and Aguirregabiria et al. (1996), lies in the fact that we include a term responsible for the self-gravitational energy, while the cited authors discarded such effect, which appears in the static black hole energy calculation.

A 1.4 GHZ and 14.7 GHZ analysis of density gradients in galactic planetary nebulae

Actualmente hay una considerable incertidumbre acerca de la existencia de gradientes radiales de densidad en Nebulosas Planetarias (NPs). Si bien el trabajo de Taylor et al. (1987) implica la existencia de gradientes de densidad en la mayoría de las planetarias, el de Siódmiak & Tylenda (2001) sugiere precisamente lo contrario. El trabajo de Phillips (2007) sugiere que ambos análisis son dudosos y que al menos en un 10 a 20% de las NPs existen, probablemente, estos gradientes. En este trabajo extendemos este último análisis para incluir flujos en frecuencias mayores y los utilizamos para llevar a cabo un análisis más sensible de los efectos de los gradientes radiales de densidad. Concluimos que en más del 85% de las NPs parecen existir gradientes de densidad, el 21% de los cuales tienen probablemente un exponente β > 1.5 y cavidades centrales con radios menores que el 20% del radio externo de la envolvente.

There has been a considerable level of uncertainty as to whether planetary nebulae (PNe) contain radial density gradients. Whilst the work of Taylor et al. (1987) implies that gradients exist in most PNe, that of Siódmiak & Tylenda (2001) suggests precisely the reverse. The work of Phillips (2007) suggests that both of these analyses are suspect, however, and that at least 10 20% of PNe probably do contain gradients. We now extend this latter analysis to include significantly higher frequency fluxes, and use these to undertake a more sensitive analysis of the effects of radial density gradients. We conclude than in excess of 85% of PNe appear to contain gradients, of which 21% are likely to have density exponents β > 1.5, and central cavity sizes which are small (i.e. have radii < 20% of the outer radius of the shell).

Investigation of the 1-m telescope guiding at the OAN-Tonantzintla

Se presentan los resultados de investigaciones experimentales del guiado del telescopio 1-m en el Observatorio Astronómico Nacional (OAN), Tonantzintla, México. Las observaciones se llevaron a cabo con el instrumento Dragon, el cual permite grabar conjuntos de imágenes de corta exposición. El análisis de los datos obtenidos ha mostrado que hay 3 tipos de errores de guiado en el telescopio: tendencia lineal, vibraciones del telescopio y saltos de telescopio.

The results of experimental investigations of the 1-m telescope guiding at the Observatorio Astronómico Nacional (OAN), Tonantzintla, México are presented. The observations have been carried out with the Dragon instrument which allows to record sets of short-exposure images. The analysis of the data obtained has shown that there are three types of telescope guiding errors: linear trend, telescope vibrations, and telescope jumps.

Photometry of polar-ring galaxies

Se obtuvo fotometría en B y R en siete galaxias con anillo polar, probables o confirmadas, del Catálogo de Anillos Polares (PRC) de Whitmore et al. (1990). Los anillos tienen un amplio intervalo de colores de B - R ≈ 0.6 hasta B - R ≈ 1.7. Los anillos más azules contienen brillantes regiones HII, las cuales son evidencia directa de formación estelar reciente. La edad mínima del anillo más rojo, el de PRC B-20, es algo incierta debido a la falta de conocimiento del enrojecimiento interno y la metalicidad en este sistema, pero parece ser al menos de 1.2 Gyr. Por lo tanto, este anillo parece ser estable, al menos durante varios periodos rotacionales. Este anillo es un excelente candidato para estudios futuros que podrán determinar de mejor manera si en realidad es un anillo viejo.

We have obtained photometry in B and R for seven confirmed or probable polar-ring galaxies from the Polar-Ring Catalog of Whitmore et al. (1990). The rings show a range of colors from B -R ≈ 0.6 to B - R ≈ 1.7. The bluest rings have bright HII regions, which are direct evidence for recent star formation. The minimum age of the reddest ring, that in PRC B-20, is somewhat uncertain because of a lack of knowledge of the internal reddening and metallicity, but appears to be at least 1.2 Gyr. As such, this ring is likely to be stable for at least several rotation periods. This ring is an excellent candidate for future studies that might better determine if it is truly old.

uvby - β Photoelectric photometry of NGC 7063

Mediante fotometría de 75 estrellas en la dirección de NGC 7063 se ha determinado la membresía de algunas estrellas, establecido su distancia (722 ± 105 pc), su edad (log edad de 8.146) y su enrojecimiento (E(b - y) = 0.091 ± 0.039 mag).

From uvby photometry of 75 stars in the direction of NGC 7063 we were able to determine membership of some stars and fix the distance (722 ±105 pc), log age (8.146) and reddening (E(b - y) = 0.091 ± 0.039 mag) for the cluster.

H₂ Velocity structure in the molecular outflow DR 21¹

Describimos la estructura en velocidad del chorro molecular DR 21 en la línea 2.12 µm del H2. Se obtuvieron cubos de velocidad de la emisión total del chorro utilizando un interferómetro Fabry-Pérot de barrido con resolución espectral de 24 km s-1. Se detectó emisión de H2 de ambos lóbulos DR 21 (E) y DR 21 (W) en un intervalo de velocidad de (-80.82, +46.84) km s-1. Las regiones más conspicuas incluyen un chorro colimado y posiblemente su contra-chorro, una cavidad elíptica y cuatro estructuras en forma de arcos. El cubo de velocidad fue utilizado para calcular imágenes de los cuatro momentos de velocidad para estudiar los momentos a lo largo del eje del chorro molecular. Se estudia la turbulencia mediante un análisis de búsqueda de grumos. El estudio de las relaciones entre parámetros de los grumos y cinemáticos nos permitió derivar leyes de potencia en concordancia con las leyes de Larson.

We describe the velocity structure of the molecular outflow DR 21 in the 2.12 µm line of H2. Velocity cubes were obtained of the entire outflow emission using a scanning IR Fabry-Pérot interferometer with a spectral resolution of 24 km s-1. H2 emission was detected from both the DR 21 (E) and DR 21 (W) lobes in a velocity interval (-80.82, +46.84) km s-1. The most conspicuous sources found include a jet-like region and a possible counter-jet or an independent jet, an elliptical cavity and four bow-like structures. The velocity data cube was used to calculate the four velocity moment images of the outflow to study the moments along the outflow axis. Turbulence in the outflow is studied via a Clump Find analysis. Relations between clump parameters and kinematics allowed us to derive power-law relations in agreement with Larson's laws.

Gianfranco Bisiacchi Giraldi 1947-2006