Revista mexicana de astronomía y astrofísica

New insights into the nature of the SMC WR/LBV Binary HD 5980

Presentamos los resultados de una campaña de observaciones ópticas del sistema múltiple HD 5980, cuya estrella primaria sufrió una erupción importante en 1994. Atribuyendo la variabilidad de las líneas en emisión al movimiento orbital de las dos estrellas con un período de 19.3 días, deducimos sus masas. El comportamiento de las líneas fotosféricas indica que la fuente de "tercera luz" del sistema es probablemente también un sistema binario como fue propuesto por Schweickhardt (2000). Los datos presentados en este artículo estarán públicamente disponibles.

We present the results of optical wavelength observations of the unusual SMC eclipsing binary system HD 5980 obtained in 1999 and 2004-2005. Radial velocity curves for the erupting LBV/WR object (star A) and its close WR-like companion (star B) are obtained by deblending the variable emission-line profiles of NIV and NV lines. The derived masses M A = 58 - 79 M and M B = 51 - 67 M, are more consistent with the the stars' location near the top of the HRD than previous estimates. The presence of a wind-wind interaction region is inferred from the orbital phase-dependent behavior of He I P Cygni absorption components. The emission-line intensities continued with the declining trend previously seen in UV spectra. The behavior of the photospheric absorption lines is consistent with the results of Schweickhardt (2000) who concludes that the third object in the combined spectrum, star C, is also a binary system with PstarC96.5 days, e=0.83.

Kinematics and velocity ellipsoid of M Giants

Para estudiar la cinemática de las estrellas M gigante (clase de luminosidad III se usaron 1,532 estrellas con movimientos propios incluidos en el catálogo Hipparcos, de las cuales 480 poseen velocidades radiales. Se excluyeron estrellas más lejanas que 700 pc porque inducen una notable inclinación en la distribución de las estrellas. Se calcularon varias soluciones de las cuales se tomó la solución dada por la robusta norma L1 como la mejor. Se calcula simultáneamente una solución para los parámetros cinemáticos y para los coeficientes del elipsoide de velocidades. Los resultados obtenidos son razonables: velocidad solar de 24.20 ± 0.70km s-1; constantes de Oort, en unidades de km s-1 kpc-1, A = 16.86 ± 2.78 y B = -6.34 ± 2.56, las cuales indican una velocidad rotacional de 197.27 ± 26.80 km s-1. El elipsoide de velocidades está inclinado marcadamente respecto al plano Galáctico en la dirección y.

To study the kinematics of M giant stars (luminosity class III) use is made of 1,532 stars with proper motions taken from the Hipparcos catalog, of which 480 have radial velocities. Stars farther off than 700 pc were excluded because they induce a noticeable tilt in the distribution of the stars. Various solutions were performed, and the one calculated by the robust L1 norm was taken as the best. Kinematical parameters and the coefficients of the velocity ellipsoid are solved for simultaneously. The results obtained are reasonable: solar velocity of 24.20 ± 0.70 km s -1; Oort's constant's, in units of km s-1 kpc-1, A = 16.86 ± 2.78 and B = -6.34 ± 2.56, implying a rotational velocity of 197.27 ± 26.80 km s-1. The velocity ellipsoid is tilted considerably with respect to the Galactic plane in the y direction.

Haystack observations of CS and CH₃OH toward star forming regions

En este artículo se reportan observaciones de la línea J= 1 0 de 12CS en 20 regiones de formación estelar utilizando el telescopio Haystack de 37 m del MIT. También se observaron tres regiones en la línea J = 1 0 de 13CS, y cinco regiones en la transición de 44GHz de CH3OH (J K = 7(0) 6(1) A+ ). Las emisiones de 13CS y CH3OH fueron detectadas en todas las regiones observadas, y la emisión de 12CS fue detectada en 19 de las 20 regiones, 11 de las cuales son nuevas detecciones. Se encontró una alta correlación entre el ancho de la línea de 12CS y la distancia a las regiones, lo que indica que la emisión de 12CS J= 1 0 podría ser utilizada para estimar las distancias a regiones de formación estelar. Asimismo se reporta la detección de variabilidad de los máseres de CH3OH (44 GHz) en la mayoría de las regiones observadas.

We report 12CS J= 1 0 observations toward 20 star forming regions conducted with the MIT 37 m Haystack telescope. Three of the sources were also observed in the 13CS J = 1 0 line, and five sources where observed in the CH3OH J K = 7(0) 6(1) A+ transition at 44 GHz. We detected 13CS and CH3OH emission toward all sources observed, and 12CS emission toward 19 of the 20 sources in the sample, 11 of which are new detections. We found a strong correlation between the 12CS FWHM and the source distance, indicating the potential use of 12CS J = 1 0 emission as a tool to estimate distances to star forming regions. We also report detection of CH3OH 44 GHz maser variability in most of the observed sources.

Determination of the IMF in the LMC stellar cluster NGC 2156

Presentamos un estudio de la IMF del cúmulo estelar NGC 2156 de la LMC usando imágenes tomadas por el telescopio espacial Hubble en las bandas F555W y F814W. El estudio forma parte de un programa dedicado a investigar si la IMF para estrellas de baja masas es dependiente de las condiciones locales, observando cúmulos jóvenes en la LMC y SMC. Hemos detectado estrellas hasta una magnitud límite de m555 = 26, correspondiente a una masa estelar de 0.6M a la distancia de la LMC (50.11 Kpc). La comparación de los diagramas CMD con isocronas teóricas indica una edad de 49 ± 5 Myr para este cúmulo. Se realizó un análisis de completitud y una determinación de la contaminación de estrellas de fondo para corregir la LF y así derivar la MF del cúmulo, usando la relación ML estándar para estrellas de la secuencia principal. Dado que el cúmulo es muy joven, la MF observada es una buena aproximación a la IMF.

We present a study on the IMF of the stellar cluster NGC 2156 in the LMC from deep HST-WFPC2 images in the bands F555W and F814W. The study is part of a larger program to investigate whether the IMF at low stellar masses is dependent on local conditions by observing young globular clusters in the LMC and the SMC. We detected stars down to a limiting magnitude of m555 = 26, which corresponds to stellar masses of 0.6 M at the distance of the LMC (50.11 Kpc). A comparison of the cluster CMD with theoretical isochrones indicates an age of 49 ± 5 Myr. We performed a completeness analysis and determined the background stellar contamination to correct the observed LF and derive the MF of the cluster using the standard ML-relation for main sequence stars. Given the fact that the cluster is very young, the present day MF is expected to be a good approximation to the IMF.

A dynamical model for the spiral galaxy NGC 3359

En este trabajo, con simulaciones numéricas del medio interestelar, determinamos el patrón de velocidad y construimos un modelo dinámico para NGC 3359. Ésta es una galaxia espiral fuertemente barrada y estructuralmente compleja, incluyendo una zona anular con fuerte formación estelar. Presentamos simulaciones numéricas auto-consistentes del gas molecular de NGC 3359, y usando el potencial derivado de una imagen en la banda I, encontramos los parámetros responsables de la cinemática y de la morfología del gas observado. Los mejores resultados se han obtenido con un modelo con dos patrones de velocidad diferentes: la región central (hasta 15") que corresponde a la barra nuclear rota con una Ωs = 100 km s-¹ kpc-1; y la barra principal, junto con la espiral externa, desacopladas de la región nuclear, que rota con una velocidad angular, Ωp = 27 km s-1 kpc-1. Este modelo reproduce bien la compleja estructura en Hα de la galaxia en la zona interna, la cual no puede ser explicada con un único patrón de velocidad.

In this work we have determined a dynamical model for NGC 3359. This is a strongly barred spiral galaxy with a complex structure, within which we can see an annular zone of intense star formation. In this work we present self consistent numerical simulations of molecular gas in NGC 3359; and using the potential derived from an I band image, we attempt to find the parameters responsible for the kinematics and morphology of the observed gas. The best results are obtained for a two pattern speed model: the central region (up to 15") corresponding to the nuclear bar which rotates with a Ωs=100 km s-1 kpc-1; and the main bar + outer spiral, decoupled from the nuclear region, which rotates with a angular velocity, Ωp = 27 km s-1 kpc-1. The model successfully reproduces the complex structure in Hα of the galaxy in the internal 20" zone, which cannot really be explained with a unique mode pattern.

Disk mass estimates in a binary system

Desde el punto de vista analítico, un asunto natural de estudio en un sistema binario en órbita circular es la consecuencia de la conservación de la constante de Jacobi (C J). La implicación principal es que para cada partícula existen zonas permitidas y prohibidas. Este esquema es válido al incluir interacciones entre las partículas; esto únicamente significa que C J y el espacio de configuración permitido-prohibido depende del tiempo. La formación y evolución inicial de un disco alrededor de una estrella aislada se interpreta de acuerdo con este marco. Extendemos este modelo para el caso en el cual se tiene una estrella secundaria pequeña. Las estimaciones observacionales de la razón entre las masas del disco circunprimario y circunbinario son congruentes con un conjunto de simulaciones SPH en el cual la razón entre la separación entre las estrellas y el radio del disco es el parámetro que cambia. Se usa GW Ori como ejemplo.

The consequences of the conservation of the Jacobi constant (C J) are studied here analytically for a circular binary system. The main result is that for every particle there are prohibited and allowed zones. This scheme is valid with the inclusion of interactions between the particles in the orbital plane of the binary system; this means that C J and the allowed-prohibited configuration space are time-dependent. The formation and initial evolution of a disk around an isolated star is interpreted according to this work. We extend this model for the case where there is a small secondary star and argue that observational estimates of the ratio between circumprimary and circumbinary disk masses are consistent with a set of SPH simulations in which the ratio between the separation of the stars and the disk radius is the parameter that varies. GW Ori is used as an example.

Radial dependence of extinction in parent galaxies of supernovae

El problema de la extinción es el asunto más importante a considerar para obtener magnitudes absolutas verdaderas de las supernovas (SNe). Se ha demostrado que el modelo plano-paralelo, usado extensamente en el pasado, no describe adecuadamente la extinción. Intentamos aplicar un modelo alternativo que introduzca la dependencia radial de la extinción en galaxias que albergan supernovas. Para calcular la extinción en nuestra galaxia utilizamos dos métodos distintos y comparamos los resultados obtenidos. Nuestro análisis se centra particularmente en una muestra selecta de supernovas desprovistas de envolvente, SNe (Ib/c), para la cual encontramos una magnitud absoluta intrínseca en el máximo M0B = -17.80 ± 0.43.

The problem of extinction is the most important issue to be dealt with in the process of obtaining true absolute magnitudes of core-collapse (including stripped-envelope) supernovae (SNe). The plane-parallel model, widely used in the past, was shown not to describe extinction adequately. We try to apply an alternative model which introduces radial dependance of extinction in parent galaxies of supernovae. For calculating extinction in our Galaxy we use two different methods and compare the results obtained. Our analysis is primarily focused on a chosen sample of stripped-envelope SNe (Ib/c) for which we find intrinsic peak absolute magnitude M0B = -17.80 ± 0.43.

On the nature of the open clusters in the direction of NGC 6882/5

Se presenta fotometría fotoeléctrica uvby-β del cúmulo abierto NGC 6882/5. Mediante la ya probada técnica fotoeléctrica de determinación de distancias, encontramos que existen al menos dos acumulaciones diferenciables de estrellas en la dirección del cúmulo. Se lleva a cabo una breve discusión sobre la naturaleza de las estrellas previamente determinadas como variables.

Unpublished uvby - β photoelectric photometry of the open cluster NGC 6882/5 is presented. Utilizing already tested distance determinations through photometric techniques, it is found that there are at least two distinct star accumulations in the direction of the open cluster NGC 6882/5. A brief discussion is made of the nature of the previously found short period variables.

Photometric and spectroscopic study of seven Shakhbazian compact galaxy groups

En este artículo presentamos los resultados de un detallado estudio espectroscópico y fotométrico de siete grupos compactos de Shakhbazian (ShCGs), ShCG 285, ShCG 289, ShCG 322, ShCG 323, ShCG 327, ShCG 330, and ShCG 346. Determinamos el corrimiento al rojo de las galaxias miembros y las dispersiones de velocidad radial de los grupos. También estudiamos la distribución del brillo superficial de las galaxias miembros en la banda R y determinamos sus tipos morfológicos. Encontramos, como en otros ShCGs estudiados anteriormente, que algunos miembros de los grupos son galaxias en interacción o incluso están en proceso de fusión. Determinamos los parámetros físicos de los grupos: masas viriales, luminosidades, cocientes de masa-luminosidad y tiempos de cruce. Sobre la base de los resultados obtenidos en este y en trabajos anteriores, se discuten las propiedades generales de 37 ShCGs. Se muestra que alrededor del 75% de las galaxias miembros son de los tipos morfológicos E y S0.

The results of the detailed spectroscopic and photometric study of seven Shakhbazian compact groups: ShCG 285, ShCG 289, ShCG 322, ShCG 323, ShCG 327, ShCG 330, and ShCG 346, are presented. We determined redshifts of member galaxies and radial velocity dispersions of groups. We studied also the distribution of the surface brightness of member galaxies in R and determined their morphological types. We found that, as in previously studied ShCGs, some group members are interacting or are even in the process of merging. We determined physical parameters of groups: virial masses, luminosities, mass-to-luminosity ratios, and the crossing times. On the basis of the results obtained in this and our previous works, the general properties of 37 ShCGs are discussed. It is shown that about 75% of member galaxies are of E and S0 type.

Orbital elements for BU 1240 AB: Nature of the C and D components

En este trabajo se obtienen nuevos parámetros orbitales para la binaria WDS 05386+3030 = BU 1240 AB debido a la existencia de residuos sistemáticos respecto a las últimas mediciones realizadas con posterioridad a 1985. Se utilizó una combinación de métodos gráneos y analíticos para el cálculo. La órbita preliminar fue mejorada usando el método de corrección diferencial de W. D. Heintz. Se obtuvo la masa. La naturaleza de las componentes C y D fue estudiada usando la fotometría BVIJHK y datos astrométricos y cinemáticos. Determinamos la naturaleza física de C y la óptica de D usando varios criterios.

New orbital parameters and masses for WDS 05386+3030 = BU 1240 AB were determined prompted by the large residuals seen in recent speckle measurements from 1985. A combined solution of graphical (to determine preliminary parameters) and analytical methods was used. The preliminary orbit was refined using the differential correction method by Heintz. The physical characteristics of the C and D components were studied using BVIJHK photometry, historical astrometry and kinematical data. Several criteria indicate a physical nature for C and an optical nature for D.

Flat central density profiles from scalar field dark matter halos

El campo escalar con un potencial cosh se comporta en el régimen lineal justo como la materia oscura fría (CDM). Así, la hipótesis de materia oscura escalar (SFDM) predice la misma formación de estructura que CDM. Los parámetros libres del modelo SFDM se fijan con observaciones cosmológicas. En un trabajo anterior mostramos que con dichos valores, la SFDM se colapsa y forma objetos estables con masa del orden de 10(12)M. En este trabajo utilizamos soluciones analíticas para las ecuaciones de Einstein-Klein-Gordon en el caso plano y en el límite de campo débil y mostramos que el perfil de densidad de SFDM corresponde al de una densidad central casi plana y que coincide con el del modelo de CDM en una amplia zona de la región exterior. Este resultado podría resolver el problema de los picos de densidad de CDM sin ninguna hipótesis adicional, lo que apoya la viabilidad del modelo de SFDM.

Scalar fields endowed with a cosh potential behave in the linear regime, exactly as the cold dark matter (CDM) model. Thus, the scalar field dark matter (SFDM) hypothesis predicts the same structure formation as the CDM model. This means that CDM and SFDM are equivalent from the cosmological point of view. The free parameters of the SFDM model are determined by cosmological observations. In previous work we showed that if we use such parameters, the scalar field collapses forming stable objects with a mass around 10(12)M. In the present work we use analytical solutions of the flat and weak field limit of the Einstein-Klein-Gordon equations and show that the SFDM density profile corresponds to a halo with an almost flat central density and that it coincides with the CDM model in a broad outer region. This result could solve the problem of the density cusp DM halo in galaxies without any additional hypothesis, thus supporting the viability of the SFDM model.

HII Regions in NGC 5055: II. Physical properties

En este artículo usamos las observaciones presentadas en Rozas (2007) de la galaxia NGC 5055 en las líneas Hα; y Hβ, junto con observaciones CCD con filtros estrechos en las líneas [OII], [OIII], [SII] y S[III] para calcular las anchuras equivalentes, excitación, grados de ionización, parámetros de ionización y metalicidades de las regiones catalogadas en Rozas (2007).

In this paper, using CCD observations of the galaxy NGC 5055 in the emission lines of Hα and Hβ (Rozas 2007), together with CCD observations in the narrowband filters of [OII], [OIII], [SII], and S[III] lines we have calculated the equivalent widths, excitations, ionization hardness, ionization parameters and metallicities for the regions catalogued in Rozas (2007).

An atlas of synthetic line profiles of planetary nebulae

Hemos construido una malla de modelos de fotoionización para nebulosas planetarias esféricas, elípticas y bipolares. Suponiendo distintos campos de velocidades, hemos calculado los perfiles de línea que corresponden a distintas orientaciones, tamaños y posiciones de la rendija. Este atlas está destinado tanto para propósitos didácticos como para ayudar en la interpretación de los datos en nebulosas reales. Como una aplicación, mostramos que los perfiles de línea con frecuencia están degenerados, y que para recuperar de las observaciones la geometría y el campo de velocidades es necesario usar líneas de iones de masas y potenciales de ionización distintos. También mostramos que la manera empírica de medir las velocidades de expansión ponderadas por la masa a partir de los anchos de línea es bastante exacta si se considera la HWHM. Para las nebulosas lejanas, totalmente cubiertas por la rendija, la geometría y la orientación desconocidas no alteran estadísticamente las velocidades medidas. El atlas está disponible en la red. El paquete Cloudy3D y la herramienta asociada a él, VISNEB, pueden solicitarse a los autores.

We have constructed a grid of photoionization models of spherical, elliptical and bipolar planetary nebulae. Assuming different velocity fields, we have computed line profiles corresponding to different orientations, slit sizes and positions. The atlas is meant both for didactic purposes and for the interpretation of data on real nebulae. As an application, we have shown that line profiles are often degenerate, and that recovering the geometry and velocity field from observations requires lines from ions with different masses and different ionization potentials. We have also shown that the empirical way to measure mass-weighted expansion velocities from observed line widths is reasonably accurate if considering the HWHM. For distant nebulae, entirely covered by the slit, the unknown geometry and orientation do not alter the measured velocities statistically. The atlas is freely accessible from internet. The Cloudy3D suite and the associated VISNEB tool are available on request.

Velocity Structure in the Orion Nebula: II. Emission line atlas of partially ionized to fully ionized gas

Presentamos un atlas4 de espectros tridimensionales (posición-posición-velocidad) de la Nebulosa de Orion en líneas de emisión ópticas de una variedad de diferentes etapas de ionización: [OI] 6300Å, [SII] 6716,6731 Å, [Nil] 6584Å, [SIII] 6312 Å, Hα 6563 Å, y [O III] 5007 Å. Estas transiciones nos dan información punto a punto sobre la estructura física y cinemática de la nebulosa a una resolución efectiva de 3" x 2" x 10 km s-1, mostrando claramente el comportamiento a gran escala del gas ionizado y la presencia de fenómenos localizados tales como flujos colimados relacionados a objetos Herbig-Haro. Como un ejemplo de la aplicación del atlas presentamos un análisis estadístico de los anchos de las líneas de Hα, [O III] y [NII], que permiten una determinación de la temperatura electrónica media en la nebulosa de (9200 ± 400) K. También, en contraste con trabajos anteriores, encontramos que no hay diferencia entre el ensanchamiento no térmico de las líneas de recombinación y el de las líneas colisionales.

We present an atlas4 of three-dimensional (position-position-velocity) spectra of the Orion Nebula in optical emission lines from a variety of different ionization stages: [O I] 6300Å, [SII] 6716,6731 Å, [Nil] 6584Å, [SIII] 6312Å, Hα 6563Å, and [O III] 5007 Å. These transitions provide point to point information about the physical structure and kinematics of the nebula at an effective resolution of 3" x 2" x 10 km s-1 , clearly showing the large scale behavior of the ionized gas and the presence of localized phenomena such as Herbig-Haro outflows. As an example application of the atlas, we present a statistical analysis of the widths of the Hα, [OIII], and [NII] lines that permits a determination of the mean electron temperature in the nebula of (9200 ± 400) K. We also find, in contradiction to previous claims, that the non-thermal line broadening is not significantly different between recombination lines and collisional lines.

Chemical composition in fast rotators main sequence stars

Usando datos públicos del Ultraviolet and Visual Echelle Spectrograph Paranal Observatory Project (UVES POP), y con el método de la transformada de Fourier, se obtuvieron las velocidades de rotación proyectadas, v sin i, para 16 estrellas en el campo del cúmulo galáctico IC 2391 (o Vel Cluster). Se encontró que sólo 12 de dichos objetos son miembros del cúmulo y al separarlos en dos grupos (estrellas de secuencia principal y estrellas evolucionadas) se encontró una correlación entre la velocidad de rotación y la temperatura efectiva, lo que indica que las estrellas dentro del cúmulo tienen aproximadamente la misma orientación del eje de rotación. Los cocientes N/C y O/C obtenidos para las estrellas de secuencia principal se incrementan con v sin i, mostrando evidencias de mezclado inducido por rotación.

Using public data of the Ultraviolet and Visual Echelle Spectrograph Paranal Observatory Project (UVES POP) the projected rotational velocities, v sin i, for 16 stars in the field of the galactic cluster IC 2391 (o Vel Cluster) were obtained using the method of the Fourier transform (FT). We found that only 12 of these objects are cluster members and separating them in two sets (main sequence stars and evolved stars) a correlation of the rotation velocity with the effective temperature was found, indicating a nearly equal orientation of the rotation axis for the member stars. The ratios N/C and O/C obtained for the main sequence stars increase with v sin i and show evidence of mixing induced by rotation.

Metallicity effects on the modified wind momentum of CSPN

Investigaciones recientes de las estrellas centrales de nebulosas planetarias (CSPN) indican que las masas basadas en modelos de atmósferas pueden ser mucho mayores que las masas derivadas de las relaciones teóricas masa-luminosidad. También, la dispersión en la relación entre el momento modificado del viento y la luminosidad depende de la dispersión de las masas de las CSPN, y es mayor que la observada en estrellas calientes masivas. Como las características del viento dependen probablemente de la metalicidad, analizamos los efectos en el momento modificado del viento considerando la dispersión en esta cantidad causada por la metalicidad estelar. Nuestras masas para las CSPN están basadas en una relación entre la masa del núcleo y las abundacias nebulares. Concluimos que estas masas concuerdan con la distribución de masas conocida, tanto para CSPN como para enanas blancas, y que la dispersión en el momento modificado del viento puede ser explicada por las variaciones de metalicidad observadas.

Recent investigations on the central stars of planetary nebulae (CSPN) indicate that the masses based on model atmospheres can be much larger than the masses derived from theoretical mass-luminosity relations. Also, the dispersion in the relation between the modified wind momentum and the luminosity depends on the mass spread of the CSPN, and is larger than observed in massive hot stars. Since the wind characteristics probably depend on the metallicity, we analyze the effects on the modified wind momentum by considering the dispersion in this quantity caused by the stellar metallicity. Our CSPN masses are based on a relation between the core mass and the nebular abundances. We conclude that these masses agree with the known mass distribution both for CSPN and white dwarfs, and that the spread in the modified wind momentum can be explained by the observed metallicity variations.

Site prospection at San Pedro Mártir

Realizamos mediciones climatológicas y de seeing, en 5 sitios dentro del área reservada para uso astronómico en el Parque Nacional Sierra de San Pedro Mártir (SPM), durante al menos 15 noches en cada uno de ellos. Las variables climáticas se midieron con una estación meteorológica Davis y un anemómetro ultrasónico Metek. El seeing fue medido con un RoboDIMM fabricado por NOAO. Las mediciones climatológicas y de seeing fueron comparadas con las obtenidas simultáneamente con la instrumentación del Thirty Meter Telescope Project en el Observatorio Astronómico Nacional (OAN) en SPM. Las diferencias de seeing son pequeñas en la mayor parte de los casos. Recomendamos que se realice una campaña de larga duración en Llano Alto 1, ya que es un sitio de fácil acceso y el seeing parece ser ligeramente mejor.

Seeing and weather observations were conducted at 5 sites within the boundaries of the area reserved for astronomy at the Sierra de San Pedro Mártir National Park (SPM), for at least 15 nights at each one of these. Weather variables were measured using a Davis Weather Station and a Metek Ultrasonic Anemometer. Seeing information was collected with a NOAO RoboDIMM unit. Seeing and weather results were compared to those being delivered at the same time by the instrumentation of the Thirty Meter Telescope Project at the Observatorio Astronómico Nacional (OAN) at SPM. Seeing differences are small in most cases. We recommend a long term campaign at the easily accessible site Llano Alto 1, where we found that seeing may be slightly better.

The Exo-Planetary System of 55 Cancri and the Titius-Bode Law

El reciente descubrimiento de un quinto planeta ligado a 55 Cancri (Fischer et al. 2007) nos ha motivado a investigar si este sistema exo-planetario se ajusta a alguna una forma de la ley de Titius-Bode (TB). Encontramos que una simple relación TB exponencial reproduce muy bien los cinco semiejes mayores observados siempre y cuando se asigne el número 6 al planeta con el semieje más grande. Esta forma de contar deja un vacío en la posición n = 6, una situación curiosamente reminiscente a la ley TB en nuestro propio sistema planetario, antes del descubrimiento de Ceres. La aplicación de una ley T-B exponencial a 55 Cancri nos permite predecir la existencia de un planeta con a 2.0 AU y con un período de P 1130 días localizado en la gran brecha entre a = 0.781 AU (P = 260 días) y a = 5.77 AU (P = 5218 días) correspondientes a los dos más grandes períodos observados. Con menos certeza, también predecimos un séptimo planeta en a 15 AU con P 62 años.

The recent discovery of a fifth planet bound to 55 Cancri (Fischer et. al 2007) motivated us to investigate if this exo-planetary system fits some form of the Titius-Bode (TB) law. We found that a simple exponential TB relation reproduces very well the five observed major semi-axis, provided we assign the orbital n = 6 to the largest a. This way of counting leaves empty the position n = 5, a situation curiously reminiscent of TB law in our planetary system, before the discovery of Ceres. The application of an exponential TB relation to 55 Cancri allows us to predict the existence of a planet at a 2.0 AU with a period of P 1130 days located within the large gap between a = 0.781 AU (P = 260 days) and a = 5.77 AU (P = 5218 days). With less certainty, we also predict a seventh planet at a 15 AU, with P 62 years.