Scielo RSS <![CDATA[Revista mexicana de astronomía y astrofísica]]> http://www.scielo.org.mx/rss.php?pid=0185-110120080002&lang=pt vol. 44 num. 2 lang. pt <![CDATA[SciELO Logo]]> http://www.scielo.org.mx/img/en/fbpelogp.gif http://www.scielo.org.mx <![CDATA[<b>A Photometric Study of the W UMa Type Eclipsing Binary V376 And</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012008000200001&lng=pt&nrm=iso&tlng=pt Hemos analizado las nuevas curvas de luz UBV y BV para V376 And obtenidas en los observatorios de la Universidad de Ankara y de Rozhen y Bucarest, respectivamente, con el objeto de determinar los parámetros físicos del sistema y de estudiar su posible actividad. Las soluciones obtenidas por el método del problema inverso de Djurasevic, analizando simultáneamente las dos curvas de luz para la estación, describen al sistema V 376 And como una configuración en alto sobrecontacto (<img border=0 src="../../../../../img/revistas/rmaa/v44n2/a1s3.jpg"> ~ 36% - 2004 y <img border=0 src="../../../../../img/revistas/rmaa/v44n2/a1s3.jpg">~ 55% - 2003) con una diferencia de temperaturas relativamente grande entre las componentes (ΔT = Th - Tc ~ 880 - 840 K), la cual es característica de los sistemas tipo A en contacto. La asimetría de la curva de luz puede explicarse suponiendo una mancha fría (de tipo solar) en la componente menos masiva y más fría.<hr/>The new UBV photoelectric light curves of V376 And acquired at Ankara University Observatory in 2004 by the present authors and its BV light curves collected at Rozhen and Bucharest Observatories in 2003 (Dumitrescu et al. 2004) have been analysed and reanalysed, respectively, with the aim to derive physical parameters and to study the possible activity of the system. The solutions made by using Djurasevics inverse-problem method in the simultaneous analysis of both seasonal light curves describe the V376 And system as a high overcontact configuration (<img border=0 src="../../../../../img/revistas/rmaa/v44n2/a1s3.jpg"> ~ 36% - 2004 and <img border=0 src="../../../../../img/revistas/rmaa/v44n2/a1s3.jpg">~ 55% - 2003) with relatively large temperature difference between components (ΔT = Th - Tc ~ 880 - 840 K) which is characteristic for an A-type contact system. The light curve asymmetry can be explained by introducing the cool (solar type) spot region on the less massive, cooler, component. <![CDATA[<b>Hydrodynamical Simulations of the Non-Ideal Gravitational Collapse of a Molecular Gas Cloud</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012008000200002&lng=pt&nrm=iso&tlng=pt Presentamos los resultados de un conjunto de simulaciones numéricas dedicadas a estudiar el colapso gravitacional de una nube de gas interestelar, rígidamente rotante, aislada y esféricamente simétrica. Usamos una ecuación de estado barotrópica (beos por brevedad) que depende de la densidad de la nube ρ y que incluye una densidad crítica como parámetro libre, ρcrit. Durante el colapso temprano, cuando ρ <img border=0 src="../../../../../img/revistas/rmaa/v44n2/a2s1.jpg">ρcrit la beos se comporta como una ecuación de estado del gas ideal. Para el colapso posterior, cuando ρ > ρcrit , la beos incluye un término adicional que toma en cuenta el calentamiento del gas debido a la contracción gravitacional. Investigamos la ocurrencia de fragmentación rápida en la nube para lo cual usamos cuatro valores diferentes de la ρcrit. Trabajamos con dos tipos de modelos de colapso, de acuerdo con el perfil radial inicial de la densidad.<hr/>In this paper we present the results of a set of numerical simulations aimed to study the gravitational collapse of a spherically symmetric, rigidly rotating, isolated, interstellar gas cloud. To account for the thermodynamics of the gas we use a barotropic equation of state (beos for brevity) that depends on the density ρ of the cloud and includes a critical density as a free parameter, ρcrit. During the early collapse, when ρ <img border=0 src="../../../../../img/revistas/rmaa/v44n2/a2s1.jpg">ρcrit, the beos behaves as an ideal gas equation of state. For the late collapse, when ρ > ρcrit, the beos includes an additional term that accounts for the heating of the gas due to gravitational contraction. We investigate the occurrence of prompt fragmentation of the cloud for which we use four different values of ρcrit. We work with two kinds of collapse models, according to the initial radial density profile: the uniform and the Gaussian clouds. <![CDATA[<b>Energy and Angular Momentum of Dilaton Black Holes</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012008000200003&lng=pt&nrm=iso&tlng=pt Dando seguimiento a un artículo previo, revisamos los resultados para la energía y momento angular de un hoyo negro de Kerr-Newman, y extendemos el cálculo para el caso de un dilaton en rotación, obtenido a partir del modelo de Garfinkle et al. (1991, 1992). Mostramos que hay, en lo que se refiere solamente a la energía y momento angular, una interacción entre los campos, de forma que, el gravitacional y el electromagnético pueden ser ocultados por la intensidad del campo escalar.<hr/>Following a prior paper, we review the results for the energy and angular momentum of a Kerr-Newman black hole, and then calculate the same properties for the case of a generalised rotating dilaton of the type derived, without rotation, by Garfinkle et al. (1991, 1992). We show that there is, as far as it refers only to the energy and angular momentum, an interaction among the fields, so that, the gravitational and electromagnetic fields may be obscured by the strength of the scalar field. <![CDATA[<b>The interaction of a YSO outflow with the surrounding molecular cloud core</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012008000200004&lng=pt&nrm=iso&tlng=pt Presentamos un modelo analítico de capa delgada para un flujo eyectado con un ángulo de apertura que crece en función del tiempo. Este modelo predice una cavidad que se ensancha con el tiempo, y que se estrangula sobre el eje del flujo en un punto que se aleja de la fuente. La motivación de este modelo son las observaciones de una cavidad bipolar centrada en Barnard 5 IRS 1 de Velusamy & Langer (1998), quienes sugieren una interpretación de la estructura observada con un modelo como el que hemos desarrollado. Encontramos que la estructura observada sí puede ser producida por un flujo con colimación decreciente en función del tiempo, para una pérdida de masa del flujo de <img border=0 src="../../../../../img/revistas/rmaa/v44n2/a4s1.jpg">0 <img border=0 src="../../../../../img/revistas/rmaa/v44n2/a4s2.jpg">3 × 10-6 <img border=0 src="../../../../../img/revistas/rmaa/v44n2/a4s3.jpg">yr-1.<hr/>We present a thin shell, analytic model for an outflow ejected with an opening angle that increases as a function of time. This model predicts a cavity shape that broadens out with time, and pinches towards the outflow axis at a point that travels away from the outflow source. The motivation for this model is the set of observations of a bipolar cavity centered on Barnard 5 IRS 1 by Velusamy & Langer (1998), who suggest an interpretation for the observed structure in terms of a model such as the one that we have studied. We find that this observed structure could indeed be produced by an outflow of decreasing collimation as a function of time, provided that the mass loss rate has a value <img border=0 src="../../../../../img/revistas/rmaa/v44n2/a4s1.jpg">0 <img border=0 src="../../../../../img/revistas/rmaa/v44n2/a4s2.jpg">3 × 10-6 <img border=0 src="../../../../../img/revistas/rmaa/v44n2/a4s3.jpg">yr-1. <![CDATA[<b>Kinematics of the Nebular Complex MH9/10/11 Associated with HoIX X-1</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012008000200005&lng=pt&nrm=iso&tlng=pt Reportamos los resultados de nuestras observaciones del complejo nebular MH9/10/11 asociado a la ULX HoIX X-1 usando un interferómetro Fabry-Pérot de barrido. Se distinguen dos regiones con distinta cinemática y distintos cocientes de intensidades de líneas, que corresponden aproximadamente a la nebulosa de burbuja MH9/10 y a una región HII más débil, MH11. Para MH9/10 encontramos una tasa de expansión de 20 a 70 km s-1, distinta para la región que se acerca y para la que se aleja. MH11 se caracteriza por una dispersión de velocidades muy pequeña (<img border=0 src="../../../../../img/revistas/rmaa/v44n2/a5s1.jpg">15 km s-1), y por velocidades a lo largo de la visual casi constantes. Las propiedades de MH11 pueden explicarse mediante la fotoionización de un gas con densidad de hidrógeno de ~ 0.2 cm-3. La luminosidad requerida para ello debe ser del orden de 10(39) erg s-1. Una fuente igualmente luminosa se requiere también para explicar la expansión de MH9/10. Los resultados del modelo indican también que la abundancia de oxígeno en MH11 es solar.<hr/>We report the results of our observations of the nebular complex MH9/10/11, associated with the ULX HoIX X-1, with a scanning Fabry-Pérot Interferometer. Two regions differing by their kinematics and line ratios may be distinguished, roughly corresponding to the bubble nebula MH9/10 and the fainter HII-region MH11. For MH9/10 we find an expansion rate of 20 to 70 km s-1 that is different for the approaching and receding parts. MH11 is characterised by a very low velocity dispersion (<img border=0 src="../../../../../img/revistas/rmaa/v44n2/a5s1.jpg">15 km s-1) and nearly constant line-of-sight velocities. The properties of MH11 may be explained by photoionization of a gas with hydrogen density of ~ 0.2 cm-3. The luminosity required for that should be of the order of 10(39) erg s-1. A source of similar power is required to explain the expansion rate of MH9/10. Modelling results also indicate that the oxygen abundance in MH11 is about solar. <![CDATA[<b>The delayed contribution of low and intermediate mass stars to chemical galactic enrichment</b>: <b>an analytical approach</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012008000200006&lng=pt&nrm=iso&tlng=pt Encontramos una nueva solución analítica para las ecuaciones de evolución química tomando en cuenta la contribución retrasada de todas las estrellas de m &lt; 8 M<img border=0 src="../../../../../img/revistas/rmaa/v44n2/a6s1.jpg">(LIMS) como una estrella representativa que enriquece al medio interestelar. Esta solución se construye para una tasa de formación estelar proporcional a la masa de gas en un modelo de caja cerrada. Obtenemos incrementos en C/O y N/O cuando O/H aumenta, comportamiento imposible de igualar con IRA. Nuestros resultados, obtenidos mediante dos ecuaciones analíticas, son muy similares a aquellos encontrados con modelos numéricos que consideran el tiempo de vida de cada estrella. Este modelo retrasado reproduce la evolución de C/O -O/H y Y - O en la vecindad solar. Esta aproximación analítica es una herramienta útil para estudiar la evolución de elementos producidos por las LIMS cuando no se dispone de o un código de evolución química.<hr/>We find a new analytical solution for the chemical evolution equations, taking into account the delayed contribution of all low and intermediate mass stars (LIMS) as one representative star that enriches the interstellar medium. This solution is built only for star formation rate proportional to the gas mass in a closed box model. We obtain increasing C/O and N/O ratios with increasing O/H, behavior impossible to match with the Instantaneous Recycling Approximation (IRA). Our results, obtained by two analytical equations, are very similar to those found by numerical models that consider the lifetimes of each star. This delayed model reproduces successfully the evolution of the C/O-O/H and Y - O relations in the solar vicinity. This analytical approximation is a useful tool to study the chemical evolution of elements produced by LIMS when a galactic chemical evolutionary code is not available. <![CDATA[<b>Analysis of chromatic effects in the shift-and-add method</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012008000200007&lng=pt&nrm=iso&tlng=pt Se estudian los efectos cromáticos en sistemas de óptica adaptativa de "desplazar y sumar" ("Shift-And Add", SAA) mediante simulaciones numéricas. Los efectos cromáticos que investigamos surgen cuando se efectuan medidas y correcciones a distintas longitudes de ondas. El estudio de las propiedades cromáticas de la técnica SAA es útil para el diseño de sistemas de óptica adaptativa SAA. También es importante para la reducción de datos de observación obtenidos mediante espectroscopia de motas. Se presenta la comparación de dos técnicas: SAA y "tip-tilt", y se senalan las ventajas de los sistemas adaptativos SAA.<hr/>Chromatic effects in shift-and-add (SAA) adaptive systems are considered by means of computer simulations. Chromatic effects under investigations arise when measurements and corrections are performed in different wavelengths. A study of chromatic properties of SAA technique is useful for designing of SAA adaptive systems. Also it is important for data reduction of speckle-spectroscopic observations. The comparison of two approaches of low order adaptive corrections (SAA and tip-tilt) is presented. The advantages of SAA adaptive systems are outlined. <![CDATA[<b>The mysterious Of?p class and the magnetic O-Star </b><b><i>Θ</i></b><b><sup>1 </sup></b><b>Ori C</b>: <b>confronting observations</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012008000200008&lng=pt&nrm=iso&tlng=pt En años recientes, las estrellas de la categoría Of?p han revelado una multitud de fenómenos peculiares: perfiles de líneas variables, cambios fotométricos y exceso de luminosidad en rayos X son solamente algunas de sus características. Aquí repasamos sus propiedades físicas, para facilitar comparaciones entre los miembros galácticos de esta clase. Dado que uno de ellos se ha propuesto como semejante al rotador magnético oblicuo &Theta;¹ Ori C, aunque con un período más largo, este ultimo objeto está también incluido en nuestro estudio, para ilustrar sus similitudes y diferencias con la categoría Of?p.<hr/>In recent years, the stars of the Of?p category have revealed a wealth of peculiar phenomena: varying line profiles, photometric changes, and X-ray over-luminosity are only a few of their characteristics. Here we review their physical properties to facilitate comparisons among the Galactic members of this class. As one of them has been proposed to resemble the magnetic oblique rotator &Theta;¹ Ori C, though with a longer period, this latter object is also included in our study to illuminate its similarities and differences with the Of?p category. <![CDATA[<b>The Helium and heavy elements enrichment of the Galactic Disk</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012008000200009&lng=pt&nrm=iso&tlng=pt Presentamos modelos de evolución química para el disco de nuestra galaxia. También presentamos una nueva determinación de X, Y, y Z para M17, una región H <img border=0 src="../../../../../img/revistas/rmaa/v44n2/a9s1.jpg">de nuestra galaxia rica en elementos pesados. Comparamos nuestros modelos del disco galáctico con las abundancias de las regiones H <img border=0 src="../../../../../img/revistas/rmaa/v44n2/a9s1.jpg">. El valor predicho por nuestro modelo para ΔY/ΔO es muy similar al valor que obtenemos por medio de las observaciones de M17 y la abundancia primordial de helio, Yp. A partir de M17 y Yp obtenemos que ΔY/ΔZ = 1.97 ± 0.41, resultado que concuerda con dos determinaciones de ΔY/ΔZ, obtenidas a partir de observaciones de estrellas enanas K de la vecindad solar, que corresponden a 2.1 ± 0.4 y 2.1 ± 0.9 respectivamente. Nuestros modelos ajustan razonablemente bien el valor de O/H con el que se formó el Sol.<hr/>We present chemical evolution models for the Galactic disk. We also present a new determination of X, Y, and Z for M17 a Galactic metal-rich H <img border=0 src="../../../../../img/revistas/rmaa/v44n2/a9s1.jpg">region. We compare our models for the Galactic disk with the Galactic H <img border=0 src="../../../../../img/revistas/rmaa/v44n2/a9s1.jpg">regions abundances. The ΔY/ΔO ratio predicted from the Galactic chemical evolution model is in very good agreement with the ΔY/ΔO value derived from M17 and the primordial helium abundance, Yp, taking into account the presence of temperature variations in this H <img border=0 src="../../../../../img/revistas/rmaa/v44n2/a9s1.jpg">region. From the M17 observations we obtain that ΔY/ΔZ = 1.97 ±0.41, in excellent agreement with two ΔY/ΔZ determinations derived from K dwarf stars of the solar vicinity that amount to 2.1 ± 0.4 and 2.1 ± 0.9 respectively. We also compare our models with the solar abundances. The solar and Orion nebula O/H values are in good agreement with our chemical evolution model. <![CDATA[<b>Kinematic field of the S-shaped nebula N119 in the LMC</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012008000200010&lng=pt&nrm=iso&tlng=pt La nebulosa N119 en la Nube Mayor de Magallanes tiene una morfología muy peculiar, difícil de explicar con los modelos clásicos. El objetivo del presente artículo es proporcionar datos cinemáticos que puedan dar restricciones sobre su naturaleza, formación y evolución. La peculiar morfología espiral de esta nebulosa se ve reflejada en su campo de velocidades radiales, el cual muestra varias expansiones en los filamentos débiles, los cuales forman diferentes regiones en forma de burbujas, pero también encontramos otras componentes cuyo origen no está claro. De acuerdo con nuestros resultados, N119 parece contener 3 nebulosas en forma de burbuja formadas por los vientos estelares de estrellas O, WR y quizás un posible remanente de una explosión de hipernova. En el curso de este estudio hemos detectado por primera vez una burbuja alrededor de la estrella WR Br 21.<hr/>The nebula N119 in the Large Magellanic Cloud shows a very conspicuous morphology difficult to explain with classical models. The aim of the present paper is to provide kinematic data that could place constraints on the nature, formation and evolution of N119. The peculiar spiral shape of this nebula is also reflected in a peculiar radial velocity field, showing several expansions of the faint filaments which form different bubble-like regions, and another component whose origin remains unrevealed. N119 seems to contain three expanding bubble-shaped nebulae formed by the action of the stellar winds from Wolf-Rayet and O stars, and a possible remnant of an hypernova explosion. Indeed, we have detected for the first time a bubble around the WR star Br 21, inside the N119 nebula. <![CDATA[<b>A new search for variable stars in the globular cluster NGC 6366</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012008000200011&lng=pt&nrm=iso&tlng=pt A través de fotometría CCD de NGC 6366 se han descubierto nuevas estrellas variables. Se descubrieron: dos posibles Cefeidas Anómalas (o Cefeidas de Población II), tres gigantes de largo período, una SX Phe y una binaria eclipsante. También se reporta una lista de 10 posibles variables. La curva de luz de la estrella RRab, V1, fue descompuesta en sus armónicos de Fourier y éstos se emplearon para estimar la metalicidad y la distancia de la estrella; [Fe/H] = -0.87 ±0.14 y d = 3.2 ±0.1 kpc. Se argumenta que la estrella V1 podría no ser miembro del cúmulo, sino un objeto más distante. Si es así, se puede emplear V1 para calcular un límite superior para la distancia del cúmulo de 2.8 ± 0.1 kpc. La relación P - L para estrellas tipo SX Phe y los modos de pulsación identificados en la SX Phe descubierta, V6, permiten una determinación independiente de la distancia d = 2.7 ± 0.1 kpc. Se discute el caso de V1 en el marco de la relación M V - [Fe/H] para estrellas RR Lyrae.<hr/>New CCD photometry of NGC 6366 has lead to the discovery of some variable stars. Two possible Anomalous Cepheids (or Pop II Cepheids), three long period variables, one SX Phe and one eclipsing binary have been found. Also, a list of 10 candidate variables is reported. The light curve of the RRab star, V1, has been decomposed into its Fourier harmonics, and the Fourier parameters were used to estimate the star's metallicity and distance; [Fe/H] = -0.87±0.14 and d = 3.2±0.1 kpc. It is argued that V1 may not be a member of the cluster but rather a more distant object. If this is so, an upper limit for the distance to the cluster of 2.8 ±0.1 kpc can be estimated. The P - L relationship for SX Phe stars and the identified modes in the newly discovered SX Phe variable, V6, allow yet another independent determination of the distance to the cluster, d = 2.7 ± 0.1 kpc. The M V - [Fe/H] relationship for RR Lyrae stars is addressed and the case of V1 is discussed. <![CDATA[<b>Bipolar clump ejection from a moving source</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012008000200012&lng=pt&nrm=iso&tlng=pt Presentamos un modelo para una eyección bipolar de dos nubes de una fuente que viaja dentro de un medio homogéneo. El modelo tiene una solución analítica completa, de la cual derivamos parámetros que pueden ser comparados directamente con observaciones (por ejemplo, la orientación de la línea que une a las dos nubes y la separación entre las nubes en función del tiempo). Comparamos el modelo analítico con una simulación 3D (con una función de enfriamiento parametrizada), y encontramos que las posiciones de las nubes obtenidas del modelo analítico coinciden relativamente bien con los resultados de la simulación numérica.<hr/>We present a model for the bipolar ejection of clumps from a source travelling within the surrounding, homogeneous ambient medium. The model has a full analytic solution, from which we derive parameters which can be directly compared with observations (e. g., the orientation of the line joining the two clumps and the separation between the clumps as a function of time). We compare the analytic model with a full 3D numerical simulation (with a parametrized cooling function), and find that the positions of the clumps obtained from the analytic model agree relatively well with the results from the numerical simulation. <![CDATA[<b>The Photometric Variability of HH 30</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012008000200013&lng=pt&nrm=iso&tlng=pt HH 30 es un disco visto casi de canto alrededor de un objeto estelar joven. Imágenes previas del Hubble Space Telescope muestran una variabilidad morfológica que posiblemente esté relacionada con la rotación de la estrella o el disco. Reportamos los resultados de dos campaas observacionales realizadas con un telescopio terrestre para monitorear la magnitud integrada de HH 30. Usamos el periodograma de Lomb-Scargle para buscar modulaciones periódicas con períodos entre 2 y casi 90 días en estos dos conjuntos de datos y en un tercer conjunto de datos previamente publicado. Desarrollamos un método para mitigar los efectos de las correlaciones de período corto en los datos. Nuestros resultados indican que ninguno de los conjuntos de datos muestra evidencia de una modulación periódica en su fotometría.<hr/>HH 30 is an edge-on disk around a young stellar object. Previous imaging with the Hubble Space Telescope has show morphological variability that is possibly related to the rotation of the star or the disk. We report the results of two terrestrial observing campaigns to monitor the integrated magnitude of HH 30. We use the Lomb-Scargle periodogram to look for periodic modulation with periods between 2 days and almost 90 days in these two data sets and in a third, previously published, data set. We develop a method to deal with short-term correlations in the data. Our results indicate that none of the data sets shows evidence for significant periodic photometric modulation.