Scielo RSS <![CDATA[Revista mexicana de astronomía y astrofísica]]> http://www.scielo.org.mx/rss.php?pid=0185-110120110001&lang=en vol. 47 num. 1 lang. en <![CDATA[SciELO Logo]]> http://www.scielo.org.mx/img/en/fbpelogp.gif http://www.scielo.org.mx <![CDATA[<b>FUNDPAR</b>: <b>A program for Deriving Fundamental Parameters from Equivalent Widths</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012011000100001&lng=en&nrm=iso&tlng=en Implementamos un programa en Fortran que determina parámetros fundamentales de estrellas de tipo solar, a partir de anchos equivalentes del Fe. La solución debe verificar tres condiciones en el método estándar: equilibrio de ionización, equilibrio de excitación e independencia entre abundancias y anchos equivalentes. Calculamos modelos de atmósfera de Kurucz con opacidades NEWODF. Detalles como el parámetro de longitud de mezcla, el sobre impulso convectivo, etc. se calculan con un programa independiente. FUNDPAR calcula las incertezas por dos métodos: el criterio de Gonzalez & Vanture (1998) y utilizando la función χ² . Los resultados derivados con FUNDPAR están de acuerdo con determinaciones previas en la literatura. En particular obtuvimos parámetros fundamentales de 58 estrellas con exoplanetas. El programa está disponible en la red1.<hr/>We implemented a Fortran code that determines fundamental parameters of solar type stars from a list of Fe line equivalent widths. The solution should verify three conditions in the standard method: ionization equilibrium, excitation equilibrium and independence between metallicity and equivalent widths. Solarscaled Kurucz model atmospheres with NEWODF opacities are calculated with an independent program. Parameter files control different details, such as the mixinglength parameter and the overshooting. FUNDPAR derives the uncertainties following two methods: the criterion of Gonzalez & Vanture (1998) and the dispersion using the χ2 function. The code uses the 2009 version of the MOOG program. The results derived with FUNDPAR are in agreement with previous determinations in the literature. The program is freely available from the web1. <![CDATA[<b>The Parker instability in axisymmetric filaments</b>: <b>final equilibria with longitudinal magnetic field</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012011000100002&lng=en&nrm=iso&tlng=en En este trabajo se estudian los estados finales de equilibrio que surgen de la inestabilidad de Parker cuando partimos de una configuración cilíndrica de gas en equilibrio magnetohidrostático en un campo gravitacional radial y con un campo magnético longitudinal. Nuestro objetivo es comparar los estados de equilibrio no lineales con los que se obtienen en los sistemas con geometría Cartesiana. Se presentan los mapas de densidad y de las líneas de campo magnético en ambas geometrías para un campo gravitacional de intensidad constante. Encontramos que el flotamiento magnético es menos eficiente bajo simetría axial que en una atmósfera Cartesiana. Como consecuencia, las condensaciones que se forman en el modelo axisimétrico tienen menor densidad columnar. Por ende, el cociente entre la presión magnética y térmica en el estado final toma valores más extremos bajo simetría Cartesiana. Se discuten también algunos modelos en los que el campo gravitacional no es uniforme.<hr/>We study the final equilibrium states of the Parker instability arising from an initially unstable cylindrical equilibrium configuration of gas in the presence of a radial gravitational field and a longitudinal magnetic field. The aim of this work is to compare the properties of the nonlinear final equilibria with those found in a system with Cartesian geometry. Maps of the density and magnetic field lines, when the strength of the gravitational field is constant, are given in both geometries. We find that the magnetic buoyancy and the drainage of gas along field lines are less efficient under axial symmetry than in a Cartesian atmosphere. As a consequence, the column density enhancement arising in gas condensations in the axially-symmetric model is smaller than in a Cartesian geometry. The magnetic-to-gas pressure ratio in the final equilibrium state takes more extreme values in the Cartesian model. Models with non-uniform radial gravity are also discussed. <![CDATA[<b>Mid-Infrared Observations of Planetary Nebulae detected in the GLIMPSE </b><b>3</b><b>D Survey</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012011000100003&lng=en&nrm=iso&tlng=en Presentamos mapas, perfiles y fotometría de 24 nebulosas planetarias (NPs) detectadas en el estudio del plano galáctico en el infrarrojo medio (MIR) de GLIMPSE 3D. Las NPs muestran muchas de las propiedades observadas en estudios previos de estas fuentes, incluyendo la evidencia de emisión a mayores longitudes de onda afuera de las zonas ionizadas, una consecuencia probable de la emisión de hidrocarburos aromáticos policíclicos (PAHs) dentro de las regiones de fotodisociación (PDRs). Notamos también variaciones en los cocientes de flujo 5.8 µm/4.5 µm y 8.0 µm/4.5 µm con respecto a la distancia del núcleo; presentamos evidencia de un aumento en la emisión MIR en los halos de las fuentes y encontramos evidencia de variaciones en color respecto de la evolución nebular.<hr/>We present mapping, profiles and photometry for 24 planetary nebulae (PNe) detected in the GLIMPSE 3D mid-infrared (MIR) survey of the Galactic plane. The PNe show many of the properties observed in previous studies of these sources, including evidence for longer wave emission from outside of the ionised zones, a likely consequence of emission from polycyclic aromatic hydrocarbons (PAHs) within the nebular photo-dissociation regimes (PDRs). We also note variations in 5.8 µm/4.5 µm and 8.0 µm/4.5 µm flux ratios with distance from the nuclei; present evidence for enhanced MIR emission in the halos of the sources; and note evidence for variations in colour with nebular evolution. <![CDATA[<b>Planetary nebulae in the inner Milky Way II</b>: <b>the Bulge-Disk transition</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012011000100004&lng=en&nrm=iso&tlng=en En este trabajo se usa una muestra de nebulosas planetarias localizadas en el disco interno y en el bulbo de la Galaxia con objeto de encontrar la distancia galactocéntrica que mejor separa estas dos poblaciones desde el punto de vista de las abundancias. Se utilizan escalas de distancias estadísticas para estudiar la distribución de abundancias en la interfase disco-bulbo. Mediante una prueba de Kolmogorov-Smirnov se encuentra la distancia a la cual las propiedades químicas de estas regiones mejor se separan. El resultado del análisis estadístico indica que, en promedio, la población interior tiene menores abundancias que la exterior. Además, la población interior no sigue el gradiente radial del disco hacia el centro galáctico. Basados en nuestros resultados, sugerimos que la interfase disco-bulbo está situada a 1.5 kpc del centro, y marca la transición entre la población del bulbo y la del disco interno, definida como la población de masas intermedias.<hr/>In this work, a sample of planetary nebulae located in the inner-disk and bulge of the Galaxy is used in order to find the galactocentric distance which better separates these two populations, from the point of view of abundances. Statistical distance scales are used to study the distribution of abundances across the disk-bulge interface. A Kolmogorov-Smirnov test is used to find the distance at which the chemical properties of these regions better separate. The results of the statistical analysis indicate that, on the average, the inner population has lower abundances than the outer. Additionally, for the α-element abundances, the inner population does not follow the disk radial gradient towards the galactic center. Based on our results, we suggest a bulge-disk interface at 1.5 kpc, marking the transition between the bulge and inner-disk of the Galaxy as defined by the intermediate mass population. <![CDATA[<b><i>UBVR</i></b><b> polarimetry of high-galactic latitude carbon stars</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012011000100005&lng=en&nrm=iso&tlng=en Presentamos polarimetría y fotometría en las bandas UBVR, en el periodo de un año, de ocho estrellas de carbón de alta latitud galáctica: V Hya, CZ Hya, R For, R Lep, Y Cvn, T Dra, RV Aqr y RT Cap. La polarización observada alcanza su máximo valor en la banda U y es muy variable en el tiempo. Similarmente, la polarización en la banda B es muy variable pero sus valores son siempre inferiores a los obtenidos en la banda U. El origen y la variabilidad de la polarización en estas bandas puede explicarse como el resultado de la dispersión de la radiación de la estrella central en las regiones interiores de la envolvente circunestelar donde los granos de polvo y las moléculas son creados, destruidos y mezclados por ondas de choque.<hr/>We present UBVR polarimetry and photometry obtained over a period of one year of eight high-galactic latitude carbon stars: V Hya, CZ Hya, R For, R Lep, Y Cvn, T Dra, RV Aqr, and RT Cap. The observed polarization is highest in the U band and highly variable with time. Similarly, the polarization in the B band is highly variable but the values are always lower than those in the U band. The origin and variability of the linear polarization in these bands may be explained as dispersion of radiation from the central star at the inner regions of the circumstellar envelope, where grains and molecules are created, destroyed, and stirred by shock waves. <![CDATA[<b>Recalibrated turbulence profiles at San Pedro Mártir</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012011000100006&lng=en&nrm=iso&tlng=en La calibración de perfiles de turbulencia óptica <img border=0 src="../../../../../img/revistas/rmaa/v47n1/a6e1.jpg">medidos con el método SCIDAR generalizado ha sido recientemente revisada y corregida por Avila & Cuevas (2009). Basándonos en ese trabajo, aquí presentamos la corrección de todos los perfiles de <img border=0 src="../../../../../img/revistas/rmaa/v47n1/a6e1.jpg">medidos con el SCIDAR generalizado en el Observatorio Astronómico Nacional de San Pedro Mártir. El perfil de <img border=0 src="../../../../../img/revistas/rmaa/v47n1/a6e1.jpg">mediano corregido conserva su estructura vertical general. El cociente promediado en altura de la mediana de los valores de <img border=0 src="../../../../../img/revistas/rmaa/v47n1/a6e1.jpg">corregidos sobre la mediana de los valores no corregidos es igual a 0.87. La mediana del seeing corregido en el sitio es 0.''68 ± 0."03. 4.2% menor que la mediana no corregida. Las medianas del seeing producido por turbulencia en los dos primeros kilómetros de altura sobre los telescopios de 1.5 m y 2.1 m de diámetro decrecen en un 15.8% y 13.6%, respectivamente. El ángulo isoplanático corregido tiene una mediana de 1."96 ± 0.''04.<hr/>The calibration of optical turbulence <img border=0 src="../../../../../img/revistas/rmaa/v47n1/a6e1.jpg">profiles measured with the generalized SCIDAR technique has been recently reviewed and corrected by Avila & Cuevas (2009). Based on that work, here we present the correction of all the <img border=0 src="../../../../../img/revistas/rmaa/v47n1/a6e1.jpg">profiles measured with a generalized SCIDAR at the Observatorio Astronómico Nacional of San Pedro Mártir. The median corrected <img border=0 src="../../../../../img/revistas/rmaa/v47n1/a6e1.jpg">profile conserves its overall vertical shape. The altitude-averaged ratio of the corrected median <img border=0 src="../../../../../img/revistas/rmaa/v47n1/a6e1.jpg">values over the uncorrected ones equals 0.87. The corrected median value of seeing at the site is 0.''68 ± 0."03, 4.2% lower than the median value obtained with the uncorrected profiles. The median values of the seeing produced by turbulence in the first 2 km above the 1.5 m and the 2.1 m telescopes decrease by 15.8% and 13.6%, respectively. The corrected isoplanatic angle has a median value of 1."96 ± 0."04. <![CDATA[<b>Mid- and Far-Infrared Photometry of Galactic Planetary Nebulae with the AKARI All-Sky Survey</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012011000100007&lng=en&nrm=iso&tlng=en Presentamos fotometría en el medio y lejano infrarrojo de 857 nebulosas planetarias (NPs) galácticas utilizando datos provenientes del AKARI All-Sky Survey. Se incluyen flujos a 9 y 18 µm obtenidos con la Infrared Camera (IRC), y a 65, 90, 140 y 160 µm producto de la far-Infrared Surveyor (FIS). Se nota que la luminosidad IR de las NPs más jóvenes es comparable a la luminosidad total la estrella central y que posteriormente decrece hasta <img border=0 src="../../../../../img/revistas/rmaa/v47n1/a7e1.jpg">cuando D &gt; 0.08 pc, lo cual es congruente con la evolución de la opacidad del polvo de las NPs y la apreciable absorción en las NPs jóvenes y en las proto NPs. Además notamos que hay poca evidencia de la evolución en los cocientes de los flujos IR/radio sugerida por autores previos. También hacemos notar que la disminución de la temperatura del polvo al aumentar el diámetro nebular es similar a la obtenida en estudios previos, mientras que los niveles de calentamiento por fotones de Lyα son <0.5 de la energía disponible para los granos. Parece haber una evolución del exceso infrarrojo (IRE) con la expansión de las nebulosas, el cual adquiere sus valores máximos cuando las NPs son más compactas.<hr/>We provide mid- and far-infrared photometry of 857 Galactic planetary nebulae (PNe) using data derived from the AKARI All-Sky Survey. These include fluxes at 9 and 18 µm obtained with the Infrared Camera (IRC), and at 65, 90, 140 and 160 µm using the far-Infrared Surveyor (FIS). It is noted that the IR luminosities of the youngest PNe are comparable to the total luminosities of the central stars, and subsequently decline to <img border=0 src="../../../../../img/revistas/rmaa/v47n1/a7e1.jpg">where D &gt; 0.08 pc. This is consistent with an evolution of PNe dust opacities, and appreciable absorption in young and proto-PNe. We also note that there is little evidence for the evolution in IR/radio flux ratios suggested by previous authors. The fall-off of dust temperatures with increasing nebular diameter is similar to that determined in previous studies, whilst levels of Lyα heating are <0.5 of the total energy budget of the grains. There appears to be an evolution in the infrared excess (IRE) as nebulae expand, with the largest values occurring in the most compact PNe. <![CDATA[<b>Mass and metal ejection efficiency in disk galaxies driven by young stellar clusters of nuclear starburst</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012011000100008&lng=en&nrm=iso&tlng=en Presentamos las eficiencias de pérdida de masa y metales obtenidas de modelos numéricos de vientos galácticos empujados por la energía depositada en brotes de formación estelar nucleares. Los brotes de formación estelar contienen cúmulos estelares jóvenes los cuales inyectan la energía suficiente para empujar parte del medio interestelar fuera de las galaxias. En algunos casos los vientos galácticos contienen una importante parte de los metales producidos por las nuevas generaciones estelares. Para estudiar las eficiencias de pérdida de masa y metales hemos desarrollado simulaciones numéricas 3D N- Cuerpos/Smooth Particle Hydrodynamics de vientos galácticos para los casos: adiabáticos y con pérdidas radiativas. Los modelos numéricos cubren una amplio intervalo de masas de los brotes de formación estelar <img border=0 src="../../../../../img/revistas/rmaa/v47n1/a8e1.jpg">y de masas en las galaxias anfitrionas <img border=0 src="../../../../../img/revistas/rmaa/v47n1/a8e2.jpg">Las regiones de formación estelar concentradas en el centro del potencial son una maquinaria importante para la pérdida y redistribución de masa y metales en este tipo de galaxias.<hr/>We present results from models of galactic winds driven by energy injected by nuclear starbursts. The total energy of the starburst is provided by young central stellar clusters and parts of the galactic interstellar médium are pushed out as part of the galactic wind (in some cases the galactic wind contains an important part of the metáis produced in the new generation of stars). We have performed adiabatic and radiative 3D N-Body/Smooth Particle Hydrodynamics simulations of galactic winds using the GADGET-2 code. The numerical models cover a wide range of starburst <img border=0 src="../../../../../img/revistas/rmaa/v47n1/a8e3.jpg">and galactic gas masses <img border=0 src="../../../../../img/revistas/rmaa/v47n1/a8e4.jpg">The concentrated central starburst regions are an efficient engine for producing the mass and metal loss in galaxies, and also for driving the metal redistribution in galaxies. <![CDATA[<b>The usefulness of </b><b>2</b><b>MASS <i>JHK<sub>s</sub></i> photometry for open cluster studies</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012011000100009&lng=en&nrm=iso&tlng=en Se utilizan datos en JHKs para inferir el enrojecimiento y la distancia a cúmulos abiertos para los cuales son limitados los datos disponibles en el óptico. Se obtienen relaciones color-color y color-magnitud intrínsecos de la ZAMS con referencia a calibraciones existentes, estrellas estándar, tres cúmulos enrojecidos uniformemente: Stock 16, NGC 2362, y NGC 2281, y las enanas no-enrojecidas de las Hiadas. El método para inferir el enrojecimiento interestelar y la distancia a cúmulos abiertos escasamente poblados se aplica a Berkeley 44, Turner 1, y Collinder 419, cuyos resultados existentes están en conflicto con los inferidos a partir de los datos en JHKs. Los últimos dos cúmulos son de especial interés: Turner 1 porque alberga a la Cefeida clásica con el período más largo de la Galaxia, y Collinder 419 porque yace en el complejo Cygnus X.<hr/>2MASS JHKs data are used to infer the reddening and distance of open clusters for which limited optical data are available. Intrinsic ZAMS color-color and color-magnitude relations are derived with reference to existing calibrations, standard stars, three uniformly-reddened clusters: Stock 16, NGC 2362, and NGC 2281, and unreddened Hyades dwarfs. The method of inferring interstellar reddening and distance for sparsely-populated open clusters is applied to Berkeley 44, Turner 1, and Collinder 419, for which existing results conflict with those inferred from JHKs data. The last two clusters are of special interest: Turner 1 because it hosts the Galaxy's longest-period classical Cepheid, and Collinder 419 because it lies in the Cygnus X complex. <![CDATA[<b>H II Regions and Protosolar Abundances in Galactic Chemical Evolution</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012011000100010&lng=en&nrm=iso&tlng=en Presentamos modelos de evolución química del disco galáctico con diferentes rendimientos dependientes de Z. Encontramos que una tasa moderada de pérdida de masa en estrellas masivas de metalicidad solar produce un excelente ajuste con los gradientes de C/H y C/O del disco de la Galaxia. El mejor modelo reproduce: las abundancias de H, He, C y O derivadas de líneas de recombinación en M17, las abundancias protosolares y las relaciones C/O-O/H, C/Fe-Fe/H y O/Fe-Fe/H derivadas de estrellas de la vecindad solar. La concordancia del modelo con las abundancias protosolares implica que el Sol se originó a una distancia galactocéntrica similar a la actual. El modelo para r = 3 kpc implica que una fracción de las estrellas en la dirección del bulbo se formó en el disco interno. Nuestro modelo reproduce la relación C/O-O/H derivada de regiones H II extragalácticas en galaxias espirales.<hr/>We present chemical evolution models of the Galactic disk with different Z dependent yields. We find that a moderate mass loss rate for massive stars of solar metallicity produces an excellent fit to the observed C/H and C/O gradients of the Galactic disk. The best model also fits: the H, He, C, and O abundances derived from recombination lines of M17, the protosolar abundances, and the C/O-O/H, C/Fe-Fe/H, and O/Fe-Fe/H relations derived from solar vicinity stars. The agreement of the model with the protosolar abundances implies that the Sun originated at a Galactocentric distance similar to the one it has now. Our model for r = 3 kpc implies that a fraction of the stars in the direction of the bulge formed in the inner disc. We obtain a good agreement between our model and the C/O versus O/H relationship derived from extragalactic H II regions in spiral galaxies. <![CDATA[<b>Temperature, brightness and spectral index of the Cygnus radio loop</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012011000100011&lng=en&nrm=iso&tlng=en Se presenta el brillo estimado del remanente de supernova del Velo del Cisne en 2720, 1420, 820, 408 y 34.5 MHz. Mediante el método que hemos desarrollado anteriormente para anillos grandes, utilizamos las observaciones de radioemisión en el continuo para calcular las temperaturas de brillo medias y los brillos superficiales del Velo del Cisne en las frecuencias mencionadas. Estimamos el espectro de las temperaturas medias versus frecuencia entre las cinco frecuencias y obtenemos el índice espectral del Velo del Cisne. Nuestros resultados muestran que el Velo evoluciona en un medio de baja densidad, y que la energía inicial de la explosión de supernova fue relativamente baja. Confirmamos el origen no-térmico de la radiación del anillo del Cisne y mostramos que nuestro método es aplicable a la mayoría de los remanentes de supernova.<hr/>The estimated brightness of the Cygnus loop supernova remnant (SNR) at 2720, 1420, 820, 408 and 34.5 MHz is presented. The observations of the continuum radio emission are used to calculate the mean brightness temperatures and surface brightnesses of this loop at the five frequencies in a wide spectral range, using the method we have previously developed for large radio loops. The spectrum for mean temperatures versus frequency between the five frequencies is estimated and the spectral index of the Cygnus loop is obtained. Also, from our results it can be concluded that the Cygnus loop evolves in a low density environment and that the initial energy of the supernova explosion was relatively low. The results obtained confirm the non-thermal origin of the Cygnus radio loop and show that our method is applicable to almost all remnants. <![CDATA[<b>A variant of the Titius-Bode Law</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012011000100012&lng=en&nrm=iso&tlng=en En el estudio de la distribución geométrica de los planetas invariablemente se menciona la ley de Titius Bode como un intento de clasificar grosso modo sus distancias heliocétricas mediante una sucesión de números enteros. Con el descubrimiento de un gran número de objetos planetarios ahora se sustenta, en cierta medida, el principio básico de dicha ley al través de la determinación de más elementos orbitales. Abordamos brevemente una clasificación de los parámetros orbitales utilizando la constante de proporcionalidad de Kepler y discutimos el problema de la aplicación de la ley TB a sistemas extrasolares. También analizamos las funciones propuestas por diversos autores las cuales reproducen las distancias heliocéntricas de los planetas, y efectuamos una comparación con la variante a la ley Titius Bode que proponemos aquí.<hr/>The study of the geometric distribution of the planets invariably mentions the Titius Bode law as an attempt to classify their heliocentric distances through a succession of integer numbers. With the discovery of more planetary objects better support is given to the basic principie of the law through their orbital parameters. We briefly refer to a classification of orbital parameters using Kepler's proportionality parameter and discuss the problem of applying the TB Law to extrasolar systems. We also review work by various authors who have proposed functions which reproduce with some degree of certainty the planetary heliocentric distances, and we compare them to our variant of the Titius-Bode Law. <![CDATA[<b><i>uvby-</i></b><b><i>β</i></b><b> Photoelectric Photometry of the Open Clusters NGC 1647 and NGC 1778</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012011000100013&lng=en&nrm=iso&tlng=en Se presenta fotometría uvby - β de 35 estrellas en la dirección del cúmulo abierto NGC 1647 y de 16 estrellas del cúmulo NGC 1778. Del análisis de los datos obtenidos para NGC 1647 se ha determinado un enrojecimiento E(b - y) = 0.32±0.02 mag y un módulo de distancia de V0 - M V = 8.75±0.09 correspondiente a una distancia d = 564 ± 106 pc; asimismo, se han encontrado las estrellas miembros y se ha determinado un valor numérico para la edad del cúmulo de log edad (en años) = 7.98 ± 0.23. A partir del análisis de los datos obtenidos para NGC 1778, se concluye que no es posible determinar si hay un cúmulo en esa dirección, pues las distancias encontradas para las estrellas observadas son muy diferentes.<hr/>We present photometry uvby - β for 35 stars in the direction of the open cluster NGC 1647 and for 16 stars in the direction of the cluster NGC 1778. From the analysis of the data obtained for NGC 1647 we determine a mean reddening of E(b -y) = 0.32 ± 0.02 mag and a distance modulus of V0 - M V = 8.75 ± 0.09 corresponding to a distance d = 564 ±106 pc; also, we find the cluster member stars and a numerical value of log age (in years) = 7.89 ±0.23. From the analysis of data obtained for NGC 1778, we conclude that it is not possible to determine whether there is a cluster in that direction, because the distances found for the observed stars are very different. <![CDATA[<b>Erratum</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012011000100014&lng=en&nrm=iso&tlng=en Se presenta fotometría uvby - β de 35 estrellas en la dirección del cúmulo abierto NGC 1647 y de 16 estrellas del cúmulo NGC 1778. Del análisis de los datos obtenidos para NGC 1647 se ha determinado un enrojecimiento E(b - y) = 0.32±0.02 mag y un módulo de distancia de V0 - M V = 8.75±0.09 correspondiente a una distancia d = 564 ± 106 pc; asimismo, se han encontrado las estrellas miembros y se ha determinado un valor numérico para la edad del cúmulo de log edad (en años) = 7.98 ± 0.23. A partir del análisis de los datos obtenidos para NGC 1778, se concluye que no es posible determinar si hay un cúmulo en esa dirección, pues las distancias encontradas para las estrellas observadas son muy diferentes.<hr/>We present photometry uvby - β for 35 stars in the direction of the open cluster NGC 1647 and for 16 stars in the direction of the cluster NGC 1778. From the analysis of the data obtained for NGC 1647 we determine a mean reddening of E(b -y) = 0.32 ± 0.02 mag and a distance modulus of V0 - M V = 8.75 ± 0.09 corresponding to a distance d = 564 ±106 pc; also, we find the cluster member stars and a numerical value of log age (in years) = 7.89 ±0.23. From the analysis of data obtained for NGC 1778, we conclude that it is not possible to determine whether there is a cluster in that direction, because the distances found for the observed stars are very different.