Revista mexicana de astronomía y astrofísica

Planetary nebulae and the chemical evolution of the Magellanic Clouds

La determinación precisa de las abundancias químicas en las nebulosas planetarias (PN) de diferentes galaxias nos permite obtener importantes límites para los modelos de evolución química en estos sistemas. Tenemos un programa a largo plazo para derivar abundancias en las galaxias del Grupo Local, en particular, la Nube Mayor y la Nube Menor de Magallanes. En este trabajo presentamos nuestros resultados para estos objetos,y discutimos sus implicaciones en el contexto de nuevas determinaciones de abundancias reportadas en la literatura. En particular, obtenemos correlaciones independientes de la distancia que involucran al He, N, O, Ne, S y Ar, comparamos los resultados con datos sobre nuestra propia galaxia y otras del Grupo Local. Como resultado de nuestras observaciones, hemos obtenido una gran base de datos, por lo cual podemos obtener límites confiables a los procesos de nucleosíntesis en las estrellas progenitoras en galaxias de diferentes metalicidades.

The determination of accurate chemical abundances of planetary nebulae (PN) in different galaxies allows us to obtain important constraints on chemical evolution models for these systems. We have a long-term program to derive abundances in the galaxies of the Local Group, particularly the Large and Small Magellanic Clouds. In this work, we present our new results on these objects and discuss their implications in view of recent abundance determinations in the literature. In particular, we obtain distance-independent correlations involving He, N, O, Ne, S, and Ar, and compare the results with data from our own Galaxy and other galaxies in the Local Group. As a result of our observational program, we have a large database of PN in the Galaxy and the Magellanic Clouds, so that we can obtain reliable constraints on the nucleosynthesis processes in the progenitor stars in galaxies of different metallicities.

Simple Model with Time-Varying Fine-Structure "Constant"

Como una extensión del trabajo publicado con L.A. Trevisan, estudiamos la generalización de la LNH de Dirac, de tal manera que la variación en el tiempo de la constante de la estructura fina debida a variaciones en la permitividad eléctrica y magnética queda incluida al igual que otras variaciones (las "constantes" gravitatoria y cosmológica, etc.). Consideramos el Universo presente y también un escenario inflacionario. La rotación del Universo puede considerarse en el modelo.

Extending the original version written in colaboration with L.A. Trevisan, we study the generalisation of Dirac's LNH, so that time-variation of the fine-structure constant, due to varying electrical and magnetic permittivities is included along with other variations (cosmological and gravitational "constants"), etc. We consider the present Universe, and also an inflationary scenario. Rotation of the Universe is a given possibility in this model.

The 3D velocity structure of the planetary nebula NGC 7009

En busca de desviaciones de una expansión homóloga en nebulosas planetarias presentamos un modelo 3D morfo-cinemático de NGC 7009. El modelo ha sido construido con Shape basado en diagramas posición-velocidad de la literatura e imágenes del HST. Encontramos que los datos son congruentes con un perfil de velocidad radial con un gradiente mayor a latitudes comparado con el de la región ecuatorial (Modelo 1). En un segundo modelo supusimos una componente de velocidad radial que aumenta de manera lineal con una componente poloidal adicional del orden de 10 km s-1 a latitudes alrededor de 70°. El verdadero campo de velocidad probablemente es intermedio entre estos casos límites. Encontramos que la expansión de los ansae no es radial con respecto a la estrella central. Su campo de velocidad parece apuntar en una dirección cercana al punto de salida de la cascara principal. Predecimos un patrón para los movimientos propios en el Modelo 2.

In search for deviations from homologous expansion in planetary nebulae we present a 3D morphokinematical model of NGC 7009. The model has been constructed with Shape based on PV diagrams from the literature and HST images. We find that the data are consistent with a radial velocity field with increased gradient at high latitudes compared to the equatorial region (Model 1). In a second model we assume a linearly increasing radial velocity component with an added poloidal component of order 10 km s-1 at latitudes around 70°. The true velocity field is likely to be in between these two limiting cases. We also find that the expansion of the ansae is non-radial with reference to the central star. Their velocity field is focused near the apparent exit points from the main shell. We predict the proper motion pattern for the model with a non-zero poloidal velocity component.

Speckle interferometry at the Observatorio Astronómico Nacional. I

Presentamos los resultados de mediciones mediante interferometría de motas de algunas estrellas binarias, llevadas a cabo en noviembre de 2008 en el telescopio de 1 m del Observatorio Astronómico Nacional en Tonantzintla (Puebla, México). Los datos consisten de 175 ángulos de posición y separaciones medidas para 163 sistemas. Las separaciones medidas están comprendidas entre 0.15" y 4.00". La magnitud máxima de las componentes más brillantes es igual a 9.32. El error medio en la medición de las separaciones es de 0.03", y en los ángulos de posición, de 1 grado. La mayor parte de los ángulos de posición tienen la usual ambigüedad de 180 grados, y algunos de ellos se corrigieron comparándolos con observaciones hechas por otros autores.

We present the results of speckle interferometric measurements of binary stars performed in November, 2008 with the 1m telescope at the Observatorio Astronómico Nacional of Tonanzintla (Puebla, Mexico). The data include 175 position angle and separations measured for 163 systems. The measured angular separations range from 0.15" to 4.00". The maximum magnitude of the brighter components is equal to 9.32. The mean error in the separation measurement is 0.03" and in the position angle is 1°. The majority of position angles were determined with the usual 180° ambiguity, and some of them were corrected by comparison with observations performed by other observers.

Statistical Characterization of Precipitable Water Vapor at San Pedro Martir Sierra in Baja California

Presentamos datos del vapor de agua precipitable durante 2006 para la Sierra de San Pedro Mártir obtenidos de mediciones de la emisión atmosférica como función del ángulo de elevación por un radiómetro operando a la frecuencia de 210 GHz. Las mediciones de este radiómetro se combinan con valores de temperatura y presión atmosférica a nivel del suelo en el sitio para determinar una relación matemática para la conversión de la opacidad atmosférica al cenit a 210 GHz y la columna de vapor de agua precipitable para San Pedro Mártir. Los datos del vapor de agua precipitable se analizan estadísticamente para conocer su función de densidad de probabilidad y su distribución acumulativa, así como para determinar el número de horas continuas al año en que el vapor de agua precipitable permanece por debajo de los umbrales de 1 mm, 2 mm y 3 mm. Esta información es de interés para evaluar el desempeño de telescopios operando desde la región del óptico hasta longitudes de onda milimétricas en este sitio.

We present time series of precipitable water vapor (PWV) for San Pedro Martir Sierra in 2006, obtained from measurements of atmospheric emission as a function of elevation angle from a 210 GHz tipping radiometer. These radiometric measurements are employed together with collocated surface temperature and pressure data to determine a mathematical relationship for the conversion of 210 GHz zenith optical depth to PWV in the atmospheric column for San Pedro Martir. The PWV time series are statistically analyzed to gain insights on its probability density function and cumulative distributions, as well as to learn the number of continuous hours over a year that the PWV remains below given thresholds, namely 1 mm, 2 mm, and 3 mm. This information is of interest to evaluate the expected performance of telescopes operating from optical to millimeter wavelengths at this site.

Elemental abundance studies of CP stars: The Silicon stars HD 87405 and HD 146555

Presentamos un análisis de las estrellas Ap(Si) HD 87405 y HD 146555 usando modelos de atmósferas de ATLAS9. Estas estrellas químicamente peculiares (CP) pertenecen a los cúmulos abiertos australes NGC 3114 y NGC 6087, respectivamente. Para ambas estrellas el C y el Ca (sólo una línea) son ~ solares, el Mg, y el S se encuentran levemente por debajo del valor solar y el Si es sobreabundante por factores entre ~ 4 - 6. Los elementos más pesados son todos sobreabundantes, el Ti, y el Cr por factores de ~ 50, mientras que el Mn es sobreabundante por factores de ~ 50 y ~ 120, para HD 87405 y HD 146555, respectivamente. El Fe es ~ 10 veces solar, el Sr, el Y, y el Zr son sobreabundantes por factores entre ~ 100 -1000 y las tierras raras por factores de ~ 1000 o más. Este trabajo es parte de un estudio para verificar la posible existencia de una tendencia entre las abundancias con la edad de estrellas CP en cúmulos abiertos.

In this paper we present an analysis of the Ap(Si) stars HD 87405 and HD 146555 using an ATLAS9 model atmospheres. These Chemically Peculiar (CP) stars belong to the southern hemisphere open clusters NGC 3114 and NGC 6087, respectively. For HD 87405 and HD 146555, C and Ca (only one line) are mostly solar, Mg and S are slightly underabundant, while Si is overabundant by factors between ~ 4 - 6. Heavier elements are all overabundant, Ti, Cr by factors of ~ 50, while Mn is nearly ~ 50 and ~ 120 times overabundant for HD 87405 and HD 146555, respectively. Fe is ~ 10 times solar, Sr, Y, Zr are overabundant by factors between ~ 100 - 1000 and rare earth by factors of ~ 1000 or more. This work is part of our current study for verifying a possible tendence of abundances with the age of CP stars in open clusters.

Optical Quantum Entanglement in Astrophysics

Las teorías del entrelazamiento cuántico entre dos partículas lejanas, que claramente confirman la naturaleza no local de la Mecánica Cuántica, se aplican a las partículas producidas naturalmente en los objetos astrofísicos. Estudiamos la producción y la recepción del caso de entrelazamiento cuántico más factible de observarse: la transición espontánea de dos-fotones del nivel metastable 2 ²S1/2 del hidrógeno, componente conocido del espectro del continuo de las regiones ionizadas. Obtenemos la tasa de emisión de dos-fotones para cuatro objetos astrofísicos: la Nebulosa de Orion, dos nebulosas planetarias cercanas IC 2149 y NGC 7293, y la corona solar. La producción de pares entrelazados por segundo es de 5.80 × 10(48), 9.39 × 10(45), 9.77 × 10(44) y 1.46 × 10(16), respectivamente. La distribución de las direcciones de propagación de ambos fotones emitidos no se anula para ningún ángulo; por lo que es posible observar el par entrelazado a ángulos θ ≈ 0°. Debido a que el número de coincidencias de dos-fotones va como el cociente entre el tamaño del detector y la distancia al objeto astrofísico elevado a la cuarta potencia, las coincidencias son escasas; para su detección se requiere de receptores de un tamaño mucho mayor que los que existen en la actualidad.

The theories of quantum entanglement between two distant particles, which clearly confirm the non-local nature of Quantum Mechanics, are applied to naturally produced particles in astrophysical objects. We study the production and reception of the cases of optical quantum entanglement most feasible to be observed: the two-photon spontaneous transition of the hydrogen 2 ²S1/2 metastable level, which is known to be one of the components of the continuous spectra of ionized regions. We obtain the two-photon emission rate for four astrophysical objects: the Orion Nebula, two nearby planetary nebulae IC 2149 and NGC 7293, and the solar corona. The production of entangled pairs per second is 5.80 × 10(48), 9.39 × 10(45), 9.77 × 10(44), and 1.46 × 10(16) respectively. The distribution of the propagation directions of both emitted photons does not vanish at any angle; therefore it is possible to observe the entangled pair at angles θ ≈ 0°. Because the number of two-photon coincidences goes as the fourth power of the ratio between the detector size and the distance from the astrophysical object, coincidences are scarce; for its detection we require receivers much larger than those currently available.

Physical parameters of seven field RR Lyrae Stars in bootes

Se reporta fotometría uvby - β para las estrellas tipo RR Lyrae AE, RS, ST, TV, TW, UU, y XX en Bootes. Se calculan los parámetros físicos M/M log(L/L), MV, log Teff y [Fe/H] a partir de la descomposición de Fourier de las curvas de luz y de calibraciones empíricas desarrolladas para este tipo de estrellas, y se discute la confiabilidad de estos valores. Los valores de [Fe/H] obtenidos se comparan con aquellos calculados a partir del índice ΔS para algunas estrellas de la muestra. Se encontró que el enrojecimiento de la zona es despreciable, comparándolo con el mostrado por diversos objetos en la misma región del cielo. Por tanto, se calcularon las distancias a estos objetos. La variación, a lo largo del ciclo de pulsación, de los índices fotométricos desenrojecidos (b-y)0 y c1 permite la comparación con mallas teóricas y por lo tanto la estimación independiente de log Teff y log g.

Strömgren uvby - β photometry is reported for the RR Lyrae stars AE, RS, ST, TV, TW, UU, and XX in Bootes. The physical parameters M/M log(L/L), MV, log Teff and [Fe/H], have been estimated from the Fourier decomposition of the light curves and the empirical calibrations developed for this type of stars. The obtained [Fe/H] values are compared with those calculated from the ΔS index for some sample stars. It was found that reddening in the zone is negligible compared to that shown by several objects in the same sky zone. From that, distance to the stars was calculated. The variation of the unreddened indexes (b-y)0 and c1 along the pulsational cycle allows the direct comparison with the theoretical grids and, hence, an independent determination of Teff and log g.

A Detailed Light Curve Analysis of TY Delphini

Se presenta por primera vez un análisis detallado de la curva de luz de la binaria eclisante TY Del. Se observó la curva de luz en B, V, R e I, y se derivaron nuevos tiempos para el mínimo. Se observó el mínimo secundario por primera vez. Es sistema es una binaria separada con componentes muy desiguales. La excentricidad aún es incierta, pero no se descarta un valor distinto de cero. Se discute la influencia de una posible tercera compañera, así como un posible movimiento apsidal. Si la hipótesis sobre el movimiento apsidal fuera confirmada, estaríamos ante el movimiento apsidal de más corto período entre las binarias eclipsantes conocidas.

A detailed light curve analysis of the eclipsing binary TY Del is presented for the first time. The B, V, R, and I light curves were observed and also new minima times have been derived. The secondary minimum has been observed for the first time. The system is probably a detached one with rather unequal components. Eccentricity of the system is still uncertain, but not ruled out. Also the influence of a possible third component is discussed together with a potential apsidal motion. If the hypothesis of apsidal motion is confirmed, it will be the shortest apsidal motion period among eclipsing binaries.

Kinematics and Velocity Ellipsoid of the K Giants

Para estudiar la cinemática de las gigantes K (clase de luminosidad III) se han utilizado los movimientos propios de la nueva reducción de van Leeuwen de los datos del catálogo de Hipparcos. En el estudio final, se consideraron 11,372 estrellas, de las cuales 880 tienen velocidades radiales conocidas. Mediante una programación semidefinida se obtuvieron valores para los parámetros cinemáticos (constantes de Oort) y simultáneamente, para los coeficientes del elipsoide de velocidades. Se obliga a que se cumpla la condición de que tanto la solución para la vecindad solar calculada a partir de los parámetros cinemáticos como la obtenida a partir del elipsoide de velocidades sean iguales. La solución nos da valores de 21.83 ± 0.26 km s-1 para el movimiento solar, y A = 13.08 ± 1.72 km s-1 kpc-1 y B = -10.21 ± 1.47 km s-1 kpc-1 para las constantes de Oort, lo cual implica una velocidad local de rotación de 197.94 ±44.73 km s-1 si suponemos una distancia al centro galáctico de 8.2 ± 1.1 kpc. Para las dispersiones de velocidades obtenemos σx = 50.58 ± 0.99 km s-1, σy = 42.42 ± 1.13 km s-1 y σz = 32.92 ± 0.56 km s-1, con una desviación del vértice de -7.°53 ± 3.°97.

To study the kinematics of the K giant stars (luminosity class III) use is made of proper motions taken from van Leeuwen's new reduction of the Hipparcos catalog. 11,372 stars, of which 880 have radial velocities, were used in the final study. Semi-definite programming solves for the kinematical parameters such as the Oort constants and simultaneously for the coefficients of the velocity ellipsoid. The condition that both the solution for the solar velocity calculated from the kinematical parameters and from the velocity ellipsoid calculation be the same is enforced. The solution gives: solar velocity of 21.83±0.26 km s-1; Oort's constant's, in units of km s-1 kpc-1, A = 13.08 ± 1.72 and B = -10.21 ± 1.47, implying a rotational velocity of 197.94 ± 44.73 km s-1 if we take the distance to the Galactic center as 8.2±1.1 kpc; velocity dispersions, in units of km s-1, of: σx = 50.58±0.99, σy = 42.42 ± 1.13, σz = 32.92 ± 0.56 with a vertex deviation of -7.°53 ± 3.°97.

A pre-merger in the Luminous Infrared System IRAS 02290+2533

Reportamos imágenes y fotometría obtenidas en el óptico y cercano infrarrojo, de la fuente IRAS 02290+2533. Las observaciones muestran que esta fuente es un sistema de tres galaxias. Dos galaxias (A y B), cuya separación proyectada es de ≈ 10kpc, muestran evidencias de una interacción de marea entre ellas. La galaxia tipo espiral B presenta una emisión extendida en Hα y una luminosidad infrarroja alta, desde longitudes de onda cercanas a medias. Sugerimos que tal luminosidad se debe a un brote de formación estelar, que abarca probablemente casi todo el disco, originado por la interacción gravitacional en curso con la galaxia A. La galaxia B puede ser clasificada como una Galaxia Infrarroja Luminosa (LIRG). Estimamos que una fusión binaria de galaxias puede ocurrir en el sistema dentro de 1 Gyr. Es probable que esta fuente IRAS albergue en un futuro una galaxia Ultra LIRG, en concordancia con el modelo evolutivo de Sanders & Mirabel (1996).

We report optical and near-infrared imaging and photometry for the IRAS 02290+2533 source. Observations show that this source is a system of three galaxies. Two galaxies (A and B), which are separated in projection ≈ 10kpc, show some evidence of tidal interaction between them. The spiral-like Galaxy B presents a disk-wide Ha emission and a high infrared luminosity, from near to mid-infrared wavelengths. We suggest that such luminosity is due to a probable disk-wide star-burst triggered by the ongoing gravitational interaction with Galaxy A. Galaxy B can be classified as a Luminous Infrared Galaxy (LIRG). We estimate that a binary merger in the system is likely to occur in 1 Gyr. It is probable that this IRAS source will harbor in the future an Ultra LIRG, according to the evolutionary scheme of Sanders & Mirabel (1996).

What Can We Learn About the Kinematics of Bright Extragalactic Planetary Nebulae?

Presentamos espectroscopia de alta resolución en las líneas de [O III]λ5007 y Hα de nebulosas planetarias (NPs) brillantes en el bulbo de nuestra Vía Láctea así como las galaxias enanas M32, Fornax, Sagittarius y NGC 6822, obtenida en el Observatorio Astronómico Nacional en la Sierra San Pedro Mártir con el espectrógrafo Manchester echelle. Utilizamos las observaciones profundas de las NPs galácticas para determinar la información cinemática confiable que puede obtenerse mediante las observaciones mucho menos profundas de las NPs extragalácticas observadas en la línea de [OIII]λ5007. Encontramos que la anchura intrínseca de las líneas en [O III]λ5007 y Hα son similares, que la anchura no depende de la relación señal a ruido (dentro del intervalo cubierto por la muestra), y que las desviaciones respecto a una forma gausiana son pequeñas. Concluimos que la anchura de la línea de [O III]λ5007 en NPs extragalácticas refleja de manera fiel la cinemática de la mayoría de la masa de la cascara ionizada.

We present high resolution spectroscopy in the [O III]λ5007 and Hα lines of bright planetary nebulae in the Milky Way bulge and the dwarf galaxies M32, Fornax, Sagittarius, and NGC 6822 obtained at the Observatorio Astronómico Nacional in the Sierra San Pedro Mártir using the Manchester Echelle Spectrograph. We use the high signal-to-noise (S/N) observations of Milky Way bulge planetary nebulae to explore what kinematic information can be determined reliably when observing extragalactic planetary nebulae in the [O III]λ5007 line at modest S/N. We find that the intrinsic line widths measured in [OIII]λ5007 and Hα are very similar. Over the range of S/N available in this sample, the line width we measure is independent of the S/N. Finally, deviations from a Gaussian line shape are small. Thus, the line width of the [O III]λ5007 line in bright extragalactic planetary nebulae should reflect the kinematics of most of the mass in the ionized nebular shell.

Analysis of the diffuse ionized gas database: DIGEDA

Los estudios del Gas Ionizado Difuso (DIG), hasta el momento se han hecho sin un consenso del criterio estricto para diferenciar entre el DIG y las regiones H II. En este trabajo recopilamos las mediciones de las líneas en emisión de 29 galaxias disponibles en la literatura, creando la primera base de datos del DIG (DIGEDA). Haciendo uso de esta base, analizamos las propiedades globales del DIG a partir de los cocientes de líneas [NII]λ6583/Hα, [O I]λ6300/Hα, [O III]λ5007/Hβ y [S II]λ6716/Hα, así como la medida de emisión de Hα. Este análisis nos permitió concluir que el cociente [NII]/Hα es un criterio general para diferenciar si una región en emisión es DIG o región HII, mientras que la EM(Hα) es una cantidad útil únicamente cuando consideramos galaxias por separado. Finalmente, encontramos que las regiones clasificadas como DIG en galaxias Irr parecen tener un comportamiento más cercano al de las regiones H II que al DIG en galaxias espirales.

Studies of the Diffuse Ionized Gas (DIG) have progressed without providing so far any strict criterion to distinguish DIGs from HII regions. In this work, we compile the emission line measurements of 29 galaxies that are available in the scientific literature, thereby setting up the first DIG database (DIGEDA). Making use of this database, we proceed to analyze the global properties of the DIG using the [NII]λ6583/Hα, [OI]λ6300/Hα, [O III]λ5007/Hβ and [S II]λ6716/Hα lines ratios, including the Hα emission measure. This analysis leads us to conclude that the [NII]/Hα ratio provides an objective criterion for distinguishing whether an emission region is a DIG or an HII region, while the EM(Hα) is a useful quantity only when the galaxies are considered individually. Finally, we find that the emission regions of Irr galaxies classified as DIG in the literature appear in fact to be much more similar to H II regions than to the DIGs of spiral galaxies.

The Radio Counterparts to the Binary O4+O4 System CEN 1 in NGC 6618, the Cluster lonizing M17

Presentamos el análisis de una observación de archivo hecha en el año 2000 con el Very Large Array a 8.46 GHz hacia M17. En la región del cúmulo estelar NGC 6618 detectamos siete fuentes compactas de radio, de las cuales cuatro tienen contrapartes de rayos X en observaciones de Chandra. Dos de las fuentes de radio+rayos X coinciden posicionalmente con las dos estrellas O4 que forman el sistema binario CEN 1. Estas estrellas son las fuentes principales de ionización de la región H II M17 y los objetos más luminosos en rayos X de la zona. Las densidades de flujo observadas a 8.46 GHz exceden en un orden de magnitud los valores esperados para el caso de emisión libre-libre de un viento. Una observación adicional de archivo hecha en 1988 a 4.86 GHz sugiere variabilidad en las fuentes de radio asociadas a CEN 1.

We present the analysis of VLA archive observation made in the year 2000 at 8.46 GHz toward M17. In the region of the stellar cluster NGC 6618 we detect seven compact radio sources, of which four have Chandra X-ray counterparts. Two of the radio+X-ray sources coincide positionally with the two O4 stars that form the binary systen CEN 1. These stars are the main ionizing sources of the M17 H II region and the brightest X-ray objects in the zone. The observed 8.46 GHz flux densities exceed by an order of magnitude the values expected from free-free emission from a wind. An additional archive observation made in 1988 at 4.86 GHz suggests variability in the radio sources associated with CEN 1.