Scielo RSS <![CDATA[Revista mexicana de astronomía y astrofísica]]> http://www.scielo.org.mx/rss.php?pid=0185-110120110002&lang=en vol. 47 num. 2 lang. en <![CDATA[SciELO Logo]]> http://www.scielo.org.mx/img/en/fbpelogp.gif http://www.scielo.org.mx <![CDATA[<b>The Kinematics And Velocity Ellipsoid Of The G III Stars</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012011000200001&lng=en&nrm=iso&tlng=en Para estudiar la cinemática de las estrellas G gigante (clase de luminosidad III) se usan movimientos propios y paralajes de 3,075 estrellas, de las cuales 658 tienen velocidades radiales. Estas estrellas provienen de la reducción nueva hecha por van Leeuwen del catálogo Hipparcos. La solución da para la velocidad solar 16.72 ± 0.41 km s-1; para las constantes de Oort, en unidades de km s-1 kpc-1, A = 14.05 ± 3.28 y B = -9.30 ± 2.87, valores que representan una velocidad local de rotación de 198.48 ± 26.95 km s-1 si suponemos una distancia al centro Galáctico de 8.2 ± 1.1 kpc. Para las dispersiones de velocidades obtenemos, en unidades de km s-1: σx = 51.78 ± 0.55, σy = 42.81 ± 0.32, σz = 28.45 ± 0.22 con una desviación del vertice de 3.°88 ± 6.°62. Una comparacion de esta dispercion con las obtenidas de otras clases espectrales indica que la discontinuidad de Parengo existe también para las estrellas gigantes.<hr/>To study the kinematics of the G giant stars (luminosity class III) use is made of proper motions and parallaxes taken from van Leeuwen's new reduction of the Hipparcos catalog. 3,075 stars, of which 658 have radial velocities, were used in the final study. The solution gives: solar velocity of 16.72 ± 0.41 km s-1; Oort's constant's, in units of km s-1 kpc-1, A = 14.05 ± 3.28 and B = -9.30 ± 2.87, implying a rotational velocity of 198.48 ± 26.95 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 = 51.78 ± 0.55, σy = 42.81 ± 0.32, σz = 28.45 ± 0.22 with a vertex deviation of 3.°88 ± 6.°62. A comparison of the velocity dispersions with those given by other spectral types shows that Parenago's discontinuity also exists for the giant stars. <![CDATA[<b>Speckle Interferometry at the Oservatorio Astron<b>ó</b>mico Nacional</b>: <b>III</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012011000200002&lng=en&nrm=iso&tlng=en Se presentan las mediciones interferométricas de motas de estrellas binarias realizadas durante agosto de 2010 con el telescopio 1.5 m y en noviembre de 2010 con el telescopio de 2.1 m del Observatorio Astronómico Nacional en SPM (México). Los resultados reportados aquí son 238 mediciones de 225 pares con una magnitud límite de V = 12.2. De estas, 211 parejas presentan separaciones de menos de 1". El error medio obtenido en la separación es de 0".02 y en el ángulo de posición de 1.5°. Algunos de los ángulos de posición se determinaron con los 180° usuales de ambigüedad.<hr/>We present speckle interferometric measurements of binary stars performed during August of 2010 with the 1.5 m telescope and during November of 2010 with the 2.1 m telescope of the Observatorio Astronomico Nacional at SPM (Mexico). We report here the results of 238 measurements of 225 pairs with a primary limiting magnitude of V = 12.2; 211 of them have separations less than 1". The mean error in separation is 0" .03 and 1.5° in position angle. Some of the position angles were determined with the usual 180° ambiguity. <![CDATA[<b>Upper Main Sequence Stars with Anomalous Abundances</b>: <b>The HGMN Stars HR 3273, HR 8118, HR 8567 and HR 8937</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012011000200003&lng=en&nrm=iso&tlng=en Este trabajo es parte de un estudio para verificar posibles tendencias de las abundancias en estrellas HgMn con los parámetros estelares, rotación y edad. Presentamos un análisis de las estrellas HR 3273, HR 8118, HR 8567 y HR 8937. Utilizamos espectros echelle tomados con el telescopio de 2.1 m del CASLEO y modelos de atmósferas de ATLAS9. El He resultó por debajo del valor solar para las estrellas HgMn. El O resultó levemente sobreabundante en HR 3273 y HR 8567. MgII resultó por debajo excepto para HR 8118. El SiII resultó aproximadamente solar en HR 8118 y HR 8937, y por debajo en HR 3273 y HR 8567. El Fe resultó levemente sobreabundante en HR 8118 y HR 8937 y subabundante en HR 3273 y HR 8567. Las especies Sc, Ti, Cr, Mn, Sr, Y y Zr resultaron sobreabundantes mientras que el Ni resultó estar por debajo del valor solar.<hr/>This work is part of our current study for verifying a possible relation between abundances of HgMn stars with stellar parameters, rotation and age. We present an analysis of the stars HR 3273, HR 8118, HR 8567 and HR 8937. We used echelle spectra taken with the CASLEO 2.1 m telescope and ATLAS9 model atmospheres. HeI was underabundant for the HgMn stars. O was slightly underabundant in HR 3273 and HR 8567. MgII was underabundant except for HR 8118. SiII was close to solar in HR 8118 and HR 8937, and underabundant in HR 3273 and HR 8567. Fe was slightly underabundant in HR 3273 and HR 8567, and slightly overabundant in HR 8118 and HR 8937. The species Sc, Ti, Cr, Mn, Sr, Y and Zr were overabundant while Ni was underabundant. <![CDATA[<b>On The Stellar And Baryonic Mass Fractions Of Central Blue And Red Galaxies</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012011000200004&lng=en&nrm=iso&tlng=en Con la tecnica del empate de abundancias, las relaciones locales masa estelar y bariónica-masa de halo (Ms- Mh y Mb- Mh) para galaxias centrales azules y rojas (GAs y GRs) se infieren por separado. Se hace uso de las funciones de masa estelar galáctica observadas de GAs y GRs y las respectivas relaciones masa de gas-Ms. Las funciones de masa de halos asociados a las GAs y GRs centrales se toman de una descomposición adecuadamente obtenida de la función de halos distinguibles ACDM. Para Mh >~10(11.5) ΜΘ, la Ms de GRs tiende a ser mayor que la de GAs a una dada Mh, pero no más que un factor ~1.7. Para Mh >~10(11.5)ΜΘ, esta tendencia se invierte. Para GAs (GRs): (a) el máximo de f s= Ms /Mh es 0.021+0.016 -0.009(0.034 +0.026 -0.015) y se alcanza a log (Mh / ΜΘ) = 12.0 (= 11.9); (b) f s ∞Mh(f s ∞Mh³) hacia el lado de bajas masas, mientras que en el otro extremo f s ∞ Mh-0'4 (f s ∞ Mh-0.6). Las f b= Mb / Mh de GAs y GRs son cercanas para Mh >~10(11.7) ΜΘ, y alcanzan valores maximos de f b = 0.028 +0.018 -0.011 y f b = 0.034 +0.025 -0.014. Hacia masas menores la dependencia de f b sobre Mh es mucho más empinada para GRs que para GAs. Discutimos las diferencias encontradas para las relaciones f s-Mh y f b- Mh entre GAs y GRs a la luz de inferencias semi-empíricas de evolución galáctica.<hr/>Using the abundance matching technique, we infer the local stellar and baryonic mass-halo mass ( Ms- Mh and Mb - Mh) relations separately for central blue and red galaxies (BGs and RGs). The observational inputs are the SDSS central BG and RG stellar mass functions and the measured gas mass-Ms relations. For halos associated to central BGs, the distinct ACDM halo mass function is used and set up to exclude: (i) the observed group/cluster mass function and (ii) halos with a central major merger at resdshifts z ≤ 0.8. For central RGs, the complement of this 5 mass function to the total one is used. At Mh &gt; 10(11.5) ΜΘ, the Ms of RGs tend to be higher than those of BGs for a given Mh, the difference not being larger than 1.7. At Mh < 10(11.5) ΜΘ, this trend is inverted. For BGs (RGs): (a) the maximum value of f s = Ms / Mh is 0.021+0.016 -0.009(0.034 +0.026 -0.015)and it is attained at log(Mh/ΜΘ) = 12.0 (= 11.9); (b) f s ∞ Mh ( f s ∞ Mh³) at the low-mass end while at the high-mass end, f s ∞ Mh-0.4 (f s ∞ Mh-06). The baryon mass fractions, f b = Mb / Mh, of BGs and RGs reach maximum values of f b = 0.028 +0.018 -0.011 y f b = 0.034 +0.025 -0.014., respectively. At Mh < 10(11.3) ΜΘ, the dependence of f b on Mh is much steeper for RGs than for BGs. We discuss the differences found in the f s - Mh and f b - Mh relations between BGs and RGs in the light of semi-empirical galaxy evolution inferences. <![CDATA[<b>Spectral Morphology and Rotation in The Open Cluster NGC 6025</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012011000200005&lng=en&nrm=iso&tlng=en Hemos clasificado espectralmente a los probables miembros más brillantes del cúmulo abierto NGC 6025 y hemos calculado sus velocidades de rotación. Encontramos un módulo de distancia de 9.80±0.06 (error probable) y derivamos una edad de 84 millones de años para este cúmulo. La estrella más brillante de NGC 6025, HD 143448 fue clasificada como B1Ve y es una estrella azul desubicada (blue straggler) tal como fue propuesto por otros autores (ver Mermilliod 1982). Hemos encontrado tres estrellas peculiares (dos de Si y una de Hg-Mn?) y dos binarias de dos espectros, una de ellas previamente estudiada pero probablemente no miembro del cúmulo. Otra estrella del campo tiene emisión, pero probablemente tampoco es miembro del cúmulo. El promedio de la rotación axial para los miembros de este cúmulo es 73% del promedio de rotación de las estrellas de campo de igual temperatura.<hr/>We have performed spectral classification and measurements of the axial rotation velocity for the brightest stars in the region of the open cluster NGC 6025. A distance modulus of 9.80 ± 0.06 (pe) and an age of 84 million years were derived. The brightest star of the cluster, HD 143448 was classified as B1Ve and it is a blue straggler as proposed by other authors (see Mermilliod 1982). We found three peculiar stars (two Si and one Hg-Mn?). Another star in the field shows emission but is probably a non-member. We also found two SB2 binaries. The average axial rotation for the cluster members seems to be 73% of the average rotation of the field stars with the same temperature. <![CDATA[<b>Wind Structure of the Wolf-Rayet Star EZ CMa = HD 50896</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012011000200006&lng=en&nrm=iso&tlng=en Presentamos los resultados del analisis de la línea de N V 4604 observada en espectros de la estrella Wolf-Rayet HD 50896 obtenidos en 1991, 1999, 2005 y 2009. Mostramos que la variabilidad de esta línea es consistente con un modelo en el que la opacidad del viento sufre cambios cíclicos con un periodo de 3.76 d o bien con un modelo de un viento con estructura cuadrupolar donde cada sector tiene una opacidad distinta.<hr/>The Wolf-Rayet star HD 50896 (EZ CMa=WR6) is well-known for the emission-line profile variability that occurs on a 3.7-day timescale. In particular, the shape of the N V 4604-21 doublet changes from a P Cygni profile to one in which no blue-shifted absorption component is present. In this paper we use spectroscopic observations obtained in 1991, 1999, 2005 and 2009 to glean physical conditions within the stellar wind that may give rise to these changes. We find that variations in the opacity at a distance r/Rmax ~ 0.3-0.5 of the stellar surface can produce the observed effects. Here, Rmax is the extent of the N V line-forming region. The results are consistent either with a scenario in which the opacity of the inner wind region of HD 50896 undergoes cyclical variations over the 3.76 d period or with a quadrupolar wind distribution in which the sectors having different opacities rotate in and out of our line-of-sight on this periodic timescale. <![CDATA[<b>Variable Jets with Non-Top Hat Ejection Cross Sections</b>: <b>A Model For The Knots of the HH 34 Jet</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012011000200007&lng=en&nrm=iso&tlng=en Calculamos modelos axisimétricos, con una variación sinusoidal (de un modo) y un perfil de sección recta inicial de velocidad. Encontramos que para cocientes de velocidad borde a centro decrecientes, uno obtiene superficies de trabajo con choques de proa con alas progresivamente más extendidas. Estas alas producen emisión de [S II] que parcialmente llena las regiones entre los nudos en los mapas de emision predichos. Luego calculamos modelos de 3 modos (con parámetros apropiados para el chorro HH 34), y comparamos los mapas de emisión predichos con imágenes del archivo del HST de HH 34. Encontramos que un modelo con cociente de velocidades borde a centro moderado produce estructuras de nudos con morfologías y variabilidades temporales muy parecidas a las observadas en HH 34.<hr/>We compute axisymmetric, single-sinusoidal mode variable ejection models with a non-top hat ejection velocity cross section. We find that for decreasing edge-to-center velocity ratios one obtains internal working surfaces with progressively more extended bow shock wings. These wings produce [S II] emission which partially fills in the inter-knot regions in predicted intensity maps. We then compute 3-mode models (with parameters appropriate for the HH 34 jet), and compare predicted intensity maps with archival HST images of HH 34. We find that a model with a moderate edge-to-center velocity ratio produces knot structures with morphologies and time-variabilites with clear similarities to the observations of HH 34. <![CDATA[<b>An Intepretive Ballistic Model for Quasi-Symmetric Bipolar Jet Systems</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012011000200008&lng=en&nrm=iso&tlng=en Presentamos un modelo analítico, balístico para sistemas de chorros/contrachorros cuasi-simetricos, considerando tanto el caso no relativista como el relativista. El modelo considera la presencia de asimetrías en el tiempo y en la velocidad de eyección, las cuales producen diferencias entre las posiciones de los nudos a lo largo del chorro y del contra-chorro. Un ajuste de las predicciones del modelo no relativista a observaciones de dos flujos HH cuasi-simetricos (HH 34 y HH 111) nos permite obtener las magnitudes de las asimetrías de tiempo y velocidad de eyección de estos sistemas.<hr/>We present an analytic, ballistic model for quasi-symmetric jet/counterjet systems, considering both the non-relativistic and the relativistic cases. The model considers the presence of ejection time and velocity asymmetries, which produce offsets between the positions of the knots in jet/counterjet pairs. A fit of the non-relativistic model predictions to observations of two quasi-symmetric HH outflows (HH 34 and HH 111) allows us to obtain the magnitudes of the ejection time and velocity asymmetries of these systems. <![CDATA[<b>V1898 CYGNI</b>: <b>An Interacting Eclipsing Binary in the Vicinity of North America Nebula</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012011000200009&lng=en&nrm=iso&tlng=en Presentamos observaciones espectroscopicas de la binaria eclipsante tipo Algol, de doble linea, V1898 Cygni. El análisis de las curvas de luz en las bandas BV nos lleva a una determinación de los parámetros fundamentales de las componentes de V1898 Cygni. Los parámetros absolutos son: M1 = 6.054 ± 0.037 ΜΘ, M2 = 1.162 ± 0.011 ΜΘ, R1 = 3.526 ± 0.009 RΘ, R2 = 2.640 ± 0.010 RΘ, Teff1 = 18000 ± 600 K, y Teff2 = 6200 ± 200 K. Analizamos los residuos entre los tiempos observados y calculados para el eclipse medio y obtenemos una tasa de cambio del período de P/P= 6.68 x 10-7 yr-1. Estimamos una tasa de transferencia de masa de 1.88 x 10-7 ΜΘ por año. Utilizando las magnitudes infrarojas JHK y las correcciones bolometricas para la estrella primaria, calculamos la distancia al sistema V1898 Cyg como 501 ± 5 pc. Las componentes de los movimientos propios del sistema presentan alguna información sobre su pertenencia a la Nebulosa de Norteamerica.<hr/>We present spectroscopic observations of the double-lined Algol type eclipsing binary V1898 Cyg. Analyses of the BV light curves and RVs led to determination of the fundamental stellar parameters of the V1898 Cyg's components. The absolute parameters for the stars are derived as: M1 = 6.054 ± 0.037 ΜΘ, M2 = 1.162 ± 0.011 ΜΘ, R1 = 3.526 ± 0.009 RΘ, R2 = 2.640 ± 0.010 RΘ, Teff1 = 18000 ± 600 K, and Teff2 = 6200±200 K. The residuals between the observed and computed times of mid-eclipses were analysed and a rate of the period change P/P= 6.68 x 10-7 yr-1 was obtained; a mass transfer rate of 1.88 x 10-7 M0 in a year is estimated. We have calculated the distance to the system V1898Cyg as 501 ± 5 pc using the infrared JHK magnitudes and bolometric corrections for the primary star. The components of the system's proper motions present some indications about membership to the North America nebula. <![CDATA[<b><i>uvby</i></b><b> <i>- </i></b><b><i>β</i></b><b> Photoelectric Photometry of the Open Clusters NGC 6811 and NGC 6830</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012011000200010&lng=en&nrm=iso&tlng=en A partir de la fotometría fotoeléctrica uvby - β de los cúmulos abiertos NGC 6811 (75 estrellas) y NGC 6830 (19 estrellas) realizamos la determinación de distancias y, por ende, la pertenencia de las estrellas a cada cúmulo. Asimismo, se determinaron la edad y el enrojecimiento de cada uno. Dado que recientemente se han determinado estrellas variables para el primero, realizamos un estudio de dichas variables.<hr/>From uvby -β photometry of the open clusters NGC 6811 (75 stars), and NGC 6830 (19 stars) we were able to determine membership of the stars to each cluster, and fix the age and reddening for each. Since several short period stars have recently been found, we have carried out a study of these variables. <![CDATA[<b>The Cometary Cavity Created by an Aligned Streaming Environment/Collimated Outflow Interaction</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012011000200011&lng=en&nrm=iso&tlng=en Presentamos un modelo analítico de "capa delgada" de la interacción de un chorro biconico y un medio ambiente en movimiento (alineado con la dirección del chorro), así como simulaciones numéricas (axisimétricas) de dicha interacción. Una situación similar, aunque en un escenario más complejo, ocurre en la cabeza de la estructura cometaria de Mira. Por esta razón, en la mayoría de las simulaciones numéricas exploramos parámetros que son consistentes con las observaciones del flujo bipolar de Mira B. Para estos parámetros la interacción es no-radiativa, lo que tiene como resultado una zona de interacción chorro/medio ambiente bastante ancha. A pesar de esto, encontramos que el modelo analítico de capa delgada describe de manera satisfactoria la morfología básica del flujo.<hr/>We present a "thin shell" model of the interaction of a biconical outflow and a streaming environment (aligned with the direction of the flow), as well as numerical (axisymmetric) simulations of such an interaction. A similar situation, although in a more complex setup, takes place at the head of the cometary structure of Mira. Thus, for most of the numerical simulations we explore parameters consistent with the observed bipolar outflow from Mira B. For these parameters, the interaction is non-radiative, so that a rather broad jet/streaming environment interaction region is formed. In spite of this, a reasonable agreement between the thin-shell analytic model and the numerical simulations is obtained. <![CDATA[<b>The Proper Motion of the Large Magellanic Cloud Revisited</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012011000200012&lng=en&nrm=iso&tlng=en El movimiento propio (PM) de la Nube Mayor de Magallanes (LMC) relativo a cuatro cuasares en el trasfondo de los respectivos campos, se ha determinado leyendo y reprocesando datos de las imágenes de dos estudios previos. El PM total del centro de masas de la LMC que se obtiene aquí es µ = (+1.94 ± 0.08) mas yr-1, con un ángulo de posición de θ = (61.5 ± 3.2)°. Los nuevos resultados concuerdan razonablemente con aquellos obtenidos previamente por nuestro y otros grupos, y con varios modelos teóricos existentes. A partir de la velocidad radial del centro de la LMC obtenida de la literatura, en combinación con el vector velocidad transversal determinado de nuestra medición del PM en este trabajo, obtenemos la velocidad espacial del centro de la LMC. Usando esta ultima y suponiendo un potencial puntual de masa para la Galaxia, hemos estimado la cantidad de masa contenida dentro de 50 kpc desde el centro de la Galaxia.<hr/>The proper motion (PM) of the Large Magellanic Cloud (LMC) relative to four background quasistellar objects has been determined by reading and reprocessing image data from two previous studies. The total center of mass PM for the LMC obtained here is µ = (+1.94 ± 0.08) mas yr-1, with a position angle θ = (61.5 ± 3.2)°. The new results agree reasonably well with those obtained previously by our group and by other groups, and with several existing theoretical % models. From the radial velocity of the center of the LMC found in the literature, in combination with the transverse velocity vector determined from the PM measured in the present work, we obtain the space velocity of the LMC center. Using the latter and assuming a point-mass potential for the Galaxy, we have estimated the amount of mass contained within 50 kpc of the center of the Galaxy. <![CDATA[<b>Space Reddenings For Fifteen Galactic Cepheids</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012011000200013&lng=en&nrm=iso&tlng=en Derivamos enrojecimientos espaciales para 15 Cefeidas galácticas a partir de datos CCD BV(RI)c desenrojecidos para estrellas tipo AF en las vecindades inmediatas de esas variables, en conjunción con enrojecimientos 2MASS de estrellas tipo BAF en los mismos campos. Analizamos las soluciones potenciales de enrojecimiento utilizando el método de extinción variable para identificar estrellas con distancias y enrojecimientos similares a las de las Cefeidas, muchas de las cuales presentan excesos de color. Hemos modificado ligeramente la relación de color intrínseco BV(RI)c para enanas AF en nuestro análisis, de tal forma que los colores observados para estrellas no enrojecidas en la muestra queden descritos de forma apropiada.<hr/>Space reddenings are derived for 15 Galactic Cepheids from dereddening CCD BV(RI)c data for AF-type stars in the immediate vicinities of the variables, in conjunction with 2MASS reddenings for BAF-type stars in the same fields. Potential reddening solutions were analyzed using the variable-extinction method to identify stars sharing potentially similar distances and reddenings to the Cepheids, several of which have large color excesses. The intrinsic BV(RI)c color relation for AF dwarfs was modified slightly in the analysis in order to describe better the colors observed for unreddened stars in the samples. <![CDATA[<b>Missing Seyfert Galaxies</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012011000200014&lng=en&nrm=iso&tlng=en El objetivo de este trabajo es la estimación del número de galaxias Seyfert faltantes debido a la ocultacion por el polvo del disco de las galaxias espirales. Comparamos la distribución de las inclinaciones de las galaxias anfitrionas de las Sy1s y Sy2s con la de la muestra de control de las galaxias espirales. Encontramos que el número relativo de galaxias Seyfert es mayor para las Seyfert vistas de frente, en las galaxias con i < 30°, y es menor en las galaxias muy inclinadas con i &gt; 61° que en las galaxias espirales sin núcleos activos. Concluimos que la diferencia observada se debe a la absorción de los núcleos Seyfert en el disco de polvo de las galaxias inclinadas. Estimamos que las Seyfert faltantes son alrededor del 100% para las Syly y del 50% para las Sy2s.<hr/>The aim of this work is to estimate the number of Seyfert nuclei missing in catalogs due to obscuration by the dust disc in host spiral galaxies. We compared the distribution of inclinations of host galaxies of Sy1s and Sy2s with that of in control sample of spiral galaxies, and found that the relative number of Seyferts is higher in almost face-on galaxies with i < 30° and smaller in highly inclined, i &gt; 61°, spiral galaxies without active nuclei. We conclude that the difference found is due to absorption of the Seyfert nuclei by the dust-disc of inclined galaxies. We estimate that about 100% and 50% of the observed Sy1s and Sy2s respectively are missing. <![CDATA[<b>The Nature And Origin of Narrow Line AGN Activity in a Sample of Isolated SDSS Galaxies</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012011000200015&lng=en&nrm=iso&tlng=en Discutimos la naturaleza y origen de la actividad nuclear observada en una muestra de 292 galaxias con líneas de emisión angostas del SDSS, cuya formación y evolución se considera que ha ocurrido en aislamiento. La fracción de galaxias con un núcleo activo (AGNs) o de objetos de transición (TOs; un AGN con formación estelar circunnuclear) alcanza 64% de la muestra. Verificamos que la probabilidad de que una galaxia muestre un nuócleo activo aumenta con la masa de su bulbo (Torres-Papaqui et al. 2011). También encontramos evidencia de que dicha tendencia es realmente un subproducto de la morfología, y sugiere que el fenómeno AGN está íntimamente ligado al proceso de formación de galaxias. Los AGNs con líneas de emisión angostas en nuestra muestra son consistentes con una versión a menor escala o menor energía de cuásares y AGNs con líneas de emisión anchas.<hr/>We discuss the nature and origin of the nuclear activity observed in a sample of 292 SDSS narrow-emission-line galaxies, considered to have formed and evolved in isolation. The fraction of Narrow Line AGNs (NLAGNs) and Transition type Objects (TOs; a NLAGN with circumnuclear star formation) amounts to 64% of the galaxies. We verify that the probability for a galaxy to show an AGN characteristic increases with the bulge mass of the galaxy (Torres-Papaqui et al. 2011), and find evidence that this trend is really a by-product of the morphology, suggesting that the AGN phenomenon is intimately connected with the formation process of the galaxies. The NLAGNs in our sample are consistent with a scaled-down or powered-down versions of quasars and Broad Line AGNs. <![CDATA[<b>Kinematics From Spectral Lines for AGN Outflows Based On Time-Independent Radiation-Driven Wind Theory</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012011000200016&lng=en&nrm=iso&tlng=en Construimos un modelo de fotoionización dependiente de la velocidad para el absorbedor tibio de NGC 3783. Adoptando formas funcionales de la velocidad del flujo y su densidad del número de partículas con el radio, apropiadas para un viento acelerado por radiación, calculamos el nivel de ionización, la temperatura, el corrimiento Doppler y las profundidades opticas de las líneas como función de la distancia. El modelo reproduce la relación observada entre la ionización del gas y el corrimiento del centroide de las líneas de absorción en NGC 3783. Este espectro requiere de la presencia de dos flujos: uno altamente ionizado responsable de las alas azules de las líneas de alto grado de ionización y al mismo tiempo las alas rojas de las líneas de menor grado de ionización; y uno de baja ionización que produce las alas azules de las líneas de oxígeno.<hr/>We build a bulk velocity-dependent photoionization model of the warm absorber of the Seyfert 1 galaxy NGC 3783. By adopting functional forms for the velocity of the flow and its particle density with radius, appropriate for radiation-driven winds, we compute the ionization, the temperature, the line Doppler shift, and the line optical depths as a function of distance. The model reproduces the observed relationship between the gas ionization and the velocity shift of the absorption line centroids in the X-ray spectrum of NGC 3783. The distribution of asymmetry seen in this spectrum requires the presence of two outflows: a higher ionization component responsible for the blue wings of the high ionization lines and the red wings of the low ionization oxygen lines, and a lower ionization flow that produces the blue wings of the oxygen lines. <![CDATA[<b>Kinematic Ages of the Central Stars of Planetary Nebulae</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012011000200017&lng=en&nrm=iso&tlng=en Se determina la distribución de edades de las estrellas centrales de nebulosas planetarias (CSPN) utilizando dos métodos basados en sus propiedades cinemáticas. En primer lugar, se comparan las velocidades de rotación de las nebulosas esperadas a partir de sus distancias galactocéntricas con los valores predichos por la curva de rotación, y las diferencias encontradas se atribuyen a las distintas edades de las estrellas evolucionadas. Se usa la relación entre las edades y la dispersion de velocidades del relevamiento Geneva-Copenhagen para obtener la distribución de edades. En segundo lugar, se determinan las componentes U, V, W de las velocidades de las estrellas, y se usan las relaciones edad-dispersión de velocidades para inferir la distribución de edades. Hemos aplicado estos métodos a dos muestras de nebulosas planetarias en nuestra galaxia. Los resultados son similares para ambas, y muestran que la distribución de edades de las CSPN estó concentrada en edades menores que 5 giga-años, y que tiene un pico entre 1 y 3 giga-años.<hr/>The age distribution of the central stars of planetary nebulae (CSPN) is estimated using two methods based on their kinematic properties. First, the expected rotation velocities of the nebulae at their Galactocentric distances are compared with the predicted values from the rotation curve, and the differences are attributed to the different ages of the evolved stars. Adopting the relation between the ages and the velocity dispersions determined by the Geneva-Copenhagen survey, the age distribution can be derived. Second, the U, V, W, velocity components of the stars are determined, and the corresponding age-velocity dispersion relations are used to infer the age distribution. These methods have been applied to two samples of PN in the Galaxy. The results are similar for both samples, and show that the age distribution of the PN central stars concentrates at ages lower than 5 Gyr, peaking at about 1 to 3 Gyr. <![CDATA[<b>Atmospheric Aerosol Variability Over The Region of San Pedro Martir from Modis Data</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012011000200018&lng=en&nrm=iso&tlng=en Se presenta un estudio del espesor óptico del aerosol atmosférico (AOT por sus siglas en ingles) en el sitio astronómico de San Pedro Mártir, B. C., México durante el periodo 2000-2008. Las mediciones del AOT se realizaron con el instrumento Moderate Resolution Imaging Spectroradiometer (MODIS), a bordo de los satélites Aqua y Terra de la NASA. Se han identificado valores característicos estacionales que muestran un comportamiento de mayor transparencia atmosférica durante el otoño. Las mejores condiciones de transparencia atmosférica ocurren durante octubre y noviembre. El comportamiento anual durante 2000-2008 del AOT de MODIS da valores promedio de 0.147 ± 0.103, 0.128 ± 0.090, 0.115 ± 0.081, 0.087 ± 0.066 en 4700, 5500, 6600 and 21300 Å, respectivamente. Utilizando estos valores promedio se analizó la dependencia del AOT con la longitud de onda, y se encontró que αOIR ~ 0.31 ± 0.06 y la relación τλ ~ 0.0061λ-031 para dispersión por aerosoles en el sitio de San Pedro Mártir.<hr/>A study is presented of the atmospheric aerosol optical thickness (AOT) in the astronomical site of San Pedro Mórtir, B. C., Mexico, during the 2000-2008 period. The AOT measurements were made by the Moderate Resolution Imaging Spectroradiometer (MODIS) instrumentation, on board of the NASA Aqua and Terra satellites. Characteristic seasonal values were identified, showing a higher atmospheric transparency in autumn. The best conditions for atmospheric transparency occur in October and November. The annual behavior of MODIS AOT yields average values for SPM during the years 2000-2008 of 0.147 ± 0.103, 0.128 ± 0.090, 0.115 ± 0.081, 0.087 ± 0.066 at 4700, 5500, 6600 and 21300 Å, respectively. We used these mean values to analyze the wavelength dependence and found aerosol scattering slopes αOIR ~ 0.31 ± 0.06 y la relación τλ ~ 0.0061λ-031, for aerosol scattering over the San Pedro Maórtir location. <![CDATA[<b>An Overview of the Observational and Theoretical Studies of HH 1 and 2</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012011000200019&lng=en&nrm=iso&tlng=en Presentamos una descripción de la bibliografía sobre los objetos HH 1 y 2, desde el descubrimiento de los objetos HH (por Herbig y Haro en 1951/2) hasta el año 2010. El trabajo sobre HH 1 y 2 traza la historia del campo de los objetos Herbig-Haro, e incluye la mayor parte de los eventos importantes en el desarrollo de nuestro entendimiento de los flujos de estrellas jóvenes.<hr/>We present a description of the bibliography of HH 1 and 2, from the discovery of HH objects (by Herbig and Haro in 1951/2) up to the year 2010. The work on HH 1 and 2 traces the history of the field of Herbig-Haro objects, and includes most of the important developments of our understanding of outflows from young stars. <![CDATA[<b>John Peter Phillips 1949-2011</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012011000200020&lng=en&nrm=iso&tlng=en Presentamos una descripción de la bibliografía sobre los objetos HH 1 y 2, desde el descubrimiento de los objetos HH (por Herbig y Haro en 1951/2) hasta el año 2010. El trabajo sobre HH 1 y 2 traza la historia del campo de los objetos Herbig-Haro, e incluye la mayor parte de los eventos importantes en el desarrollo de nuestro entendimiento de los flujos de estrellas jóvenes.<hr/>We present a description of the bibliography of HH 1 and 2, from the discovery of HH objects (by Herbig and Haro in 1951/2) up to the year 2010. The work on HH 1 and 2 traces the history of the field of Herbig-Haro objects, and includes most of the important developments of our understanding of outflows from young stars. <![CDATA[<b>Alfonso Serrano 1950-2011</b>]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012011000200021&lng=en&nrm=iso&tlng=en Presentamos una descripción de la bibliografía sobre los objetos HH 1 y 2, desde el descubrimiento de los objetos HH (por Herbig y Haro en 1951/2) hasta el año 2010. El trabajo sobre HH 1 y 2 traza la historia del campo de los objetos Herbig-Haro, e incluye la mayor parte de los eventos importantes en el desarrollo de nuestro entendimiento de los flujos de estrellas jóvenes.<hr/>We present a description of the bibliography of HH 1 and 2, from the discovery of HH objects (by Herbig and Haro in 1951/2) up to the year 2010. The work on HH 1 and 2 traces the history of the field of Herbig-Haro objects, and includes most of the important developments of our understanding of outflows from young stars.