Scielo RSS <![CDATA[Revista mexicana de astronomía y astrofísica]]> http://www.scielo.org.mx/rss.php?pid=0185-110120180002&lang=en vol. 54 num. 2 lang. en <![CDATA[SciELO Logo]]> http://www.scielo.org.mx/img/en/fbpelogp.gif http://www.scielo.org.mx <![CDATA[On the impact of central obscuration on the effectiveness of ground-based O/IR telescopes]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012018000200285&lng=en&nrm=iso&tlng=en Abstract Annular apertures are typical in modern reflective telescopes. They exhibit altered shapes of PSF and OTF if compared with perfect circular ones. As a consequence the optical power of such a telescope is also changed. This can be calculated with the use of classical optics theory. But the presence of atmospheric optical turbulence contributes its own effects. In this work the trend of the main performance characteristics through a broad spectral region (300 5000 nm) for different obscuration and atmospheric conditions is considered. It turns out that in certain conditions the performance (angular resolution, integral contrast and signal to-noise ratio) of an obstructed telescope relative to a circular aperture case can be even worse than in the absence of turbulence. In particular, the relative imaging performance of an 8m telescope with high (ε = 0.6) central obscuration as a typical example of modern large size survey telescopes is analyzed.<hr/>Resumen Las aperturas anulares son típicas en los telescopios reflexivos modernos. Provocan alteraciones en la forma de la PDF y OTF, en comparación con las aperturas circulares. Por ende, la potencia óptica de los telescopios cambia. Esto puede calcularse mediante la teoría óptica clásica. Sin embargo, la presencia de turbulencia atmosférica óptica contribuye con efectos propios. Consideramos la tendencia de las principales características funcionales en una amplia gama espectral (300 5000 nm) para distintas condiciones de la obstrucción y de la atmósfera. El resultado es que el rendimiento (resolución angular, contraste integral y relación señal a ruido) de un telescopio obstruido en relación a uno con apertura circular puede ser peor que en ausencia de turbulencia. En particular, analizamos el rendimiento para imágenes de un telescopio de 8m con alta obstrucción central (ε = 0.6) como ejemplo típico de los telescopios modernos usados para exploraciones. <![CDATA[Optical polarization study in the centaurus region: NGC 5662]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012018000200293&lng=en&nrm=iso&tlng=en Abstract We present (BV RI) multicolor linear polarimetric data of 73 of the brightest stars in the open cluster NGC 5662. Our objective is to study the characteristics of the interstellar medium (ISM) towards it and in its the environment. NGC 5662 is polarimetrically characterized by PV = 2.27% ± 0.13 and θV =89º.6 ± 1.17. Its polarization efficiency is much higher than the normal efficiency of ISM. The observed visual polarization in NGC 5662 is caused at least by three components of dust at ≈ 200 pc, 500 pc and 900 pc from the Sun. These have different polarimetric characteristics and the layer located at 500 pc has a variable density. The absorption presents a different behavior to polarization as the distance increases. A few of the observed stars present evidences of intrinsic polarization.<hr/>Resumen Presentamos observaciones polarimétricas lineales en las bandas BV RI de 73 de las estrellas más brillantes en el cúmulo abierto NGC 5662. Nuestro objetivo es estudiar las características del medio interestelar (ISM) en dirección y en los alrededores del cúmulo. NGC 5662 está polarimétricamente caracterizado por PV = 2.27% ± 0.13 and θV =89º.6 ± 1.17. Su eficiencia polarimétrica es mucho más alta que la eficiencia normal del medio interestelar. La polarización visual observada en NGC 5662 es causada al menos por tres componentes de polvo a ≈ 200 pc, 500 pc and 900 pc desde el Sol. Estas tienen diferentes características polarimétricas y la componente localizada a 500 pc tiene densidad variable. La absorción presenta un comportamiento diferente a la polarización en función de la distancia. Unas pocas de las estrellas observadas presentan evidencias de polarización intrínseca. <![CDATA[Estimation of the star formation rate using Long-Gamma ray bursts observed by swift]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012018000200309&lng=en&nrm=iso&tlng=en Abstract In this work we estimate the star formation rate (SFR) through 333 LongGRBs detected by Swift. This investigation is based on the empirical model proposed by Yüksel et al. (2008). Basically, the SFR is estimated using long-GRBs considering that they have a stellar origin based on the collapsar model or the collapse of massive stars (hypernovae) M &gt; 20M⊙. The analysis starts with the study of ε(z) which accounts for the long-GRBs production rate and is parameterized by ε(z) = ε0(1 + z)δ, where ε0 includes the SFR absolute conversion to GRBs rate in a luminosity range already defined and δ is a dynamical parameter which changes at different regions of redshift; it accounts for the SFR slope which is obtained by an analysis of linear regression over our long-GRBs sample. The results obtained provide evidence that supports our proposal to use Long-GRBs as tracers of SFR.<hr/>Resumen En este trabajo se estima la tasa de formación estelar (SFR) mediante el análisis de una muestra de 333 Gamma Ray Bursts (GRBs) largos detectados por Swift. Este estudio se basa en el modelo empírico propuesto por Yüksel et al. (2008). Básicamente, la SFR se calcula utilizando GRBs largos tomando en consideración que son originados según el modelo collapsar o del colapso de estrellas masivas tipo hipernova (M &gt; 20M⊙). El análisis parte del estudio de ε(z) que representa la tasa de producción de GRBs largos, parametrizándolo de la forma ε(z) = ε0(1+z)δ, donde ε0 incluye la conversión absoluta de la SFR a la tasa de GRB en un intervalo de luminosidad de GRB dado, y el índice δ es un parámetro dinámico que cambia con z y representa la pendiente de la traza dejada por la SFR. Los resultados favorecen la propuesta usar a los GRBs largos como trazadores de la SFR. <![CDATA[Numerical simulation of the HH 30 astrophysical jet near its launch site]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012018000200317&lng=en&nrm=iso&tlng=en Abstract We simulate the surface brightness of the HH 30 astrophysical jet near its launch site in the forbidden [O I], [N II], and [S II] doublets by post-processing gas dynamical simulations of densities and temperatures, using spectral line emission data from the astrophysical spectral synthesis package Cloudy. We then compare the simulated surface brightness in each line with Hubble Space Telescope observations of Hartigan and Morse and with multiple-ion magnetohydrodynamic simulations of Tesileanu et al. The general trend of our simulated surface brightness in each doublet using the gas dynamical/Cloudy approach is in excellent agreement with the observational data, verifying our choices of initial jet and ambient densities and jet temperature, as well as the number and sequencing of the jet pulses over the 35 year evolution of the jet near its launch site.<hr/>Resumen Simulamos el brillo superficial en los dobletes prohibidos [O I], [N II], y [S II] del chorro astrofísico HH 30 cerca del sitio de su lanzamiento mediante el post proceso de simulaciones de dinámica de gas de las densidades y las temperaturas, usando datos sobre la emisión espectral en líneas del paquete de síntesis espectral astrofísica Cloudy. Comparamos los brillos superficiales simulados en cada línea con las observaciones de Hartigan y Morse usando el Hubble Space Telescope y con las simulaciones magneto hidrodinámicas de iones múltiples de Tesileanu et al. La tendencia general de nuestros brillos superficiales simulados en cada doblete usando el enfoque de dinámica de gases Cloudy concuerda muy bien con los datos observacionales, y confirma los valores que elegimos para las densidades iniciales del chorro y del medio ambiente, así como del número y la secuencia de pulsos del chorro cerca del sitio de su lanzamiento, a lo largo de 35 años de evolución. <![CDATA[Variable stars in NGC 4147 revisited: RR Lirae stars new CCD VI photometry and physical parameters]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012018000200325&lng=en&nrm=iso&tlng=en Abstract We have calculated the physical parameters of the RR Lyrae stars in the globular cluster NGC 4147 via the Fourier decomposition of their light curves, using new data and well-established semi-empirical calibrations and zero points. The mean metallicity and distance estimated using the RRc stars are [Fe/H]ZW =−1.72 ± 0.15 and 19.05 ± 0.46 kpc, respectively. The star V18, whose variability has been previously in dispute, is confirmed to be a variable of the SR type with a period of about 24.8d, and it has been used to get an independent distance estimate of the cluster. It is observed that the RRab and RRc stars do not share the inter-mode region in the horizontal branch. The cluster can be classified as of intermediate Oosterhoff type. Its horizontal branch structure and metallicity make a good case for extragalactic origin. It follows the distribution of Oo I type globular clusters in the MV −[Fe/H] plane, as depicted from the RRc stars.<hr/>Resumen Los parámetros físicos de las estrellas RR Lyrae en NGC 4147 se calcularon por medio de la descomposición de Fourier de sus curvas de luz, empleando calibraciones y puntos cero bien establecidos. Las estrellas RRc indican valores medios para la metalicidad y distancia al cúmulo de [Fe/H]ZW = −1.72 ± 0.15 and 19.05 ± 0.46 kpc, respectivamente. La estrella V18, cuya variabilidad había sido puesta en duda, se confirma ahora como una variable del tipo SR con un periodo de 24.8d y pudo ser empleada para estimar la distancia al cúmulo de manera independiente. Se observa que las estrellas RRab y RRc comparten la zona inter-modo en la zona de inestabilidad. El cúmulo puede clasificarse como del tipo intermedio de Oosterhoff. La estructura de su rama horizontal y su metalicidad favorecen la interpretación de su origen extragaláctico. En el plano MV −[Fe/H] el cúmulo sigue la tendencia de los cúmulos tipo Oo I, definida por sus estrellas tipo RRc. <![CDATA[AGB Candidates in the field of γ CAS]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012018000200341&lng=en&nrm=iso&tlng=en Abstract We report the spectroscopic and photometric monitoring of a sample of 530 candidate AGB stars in a 5 × 5 degrees field, selected from the IPHAS catalog; historic light curves were derived from Asiago IR plates taken in the years 1965 -1984. We found 10 Miras, 5 stars with long term trends, 3 semiregular and 3 irregular. Spectral types from CCD slit spectra gave 8 M-type, 7 C-type and 6 S-type stars. In the color-color plots made from IPHAS and 2MASS catalogs, the S-type and M-type stars occupy the same regions, while C-type stars are well separated. All C-type stars with IR excess show long term trends in their light curve. Distances of the Mira stars, estimated from their periods and K magnitudes, give a median value 4.9 kpc with a large spread. A comparison with astrometric parallaxes from Gaia DR2 is briefly discussed.<hr/>Resumen Reportamos los resultados de un monitoreo espectroscópico y fotométrico de una muestra de 530 candidatos a AGB en un campo de 5 × 5 grados del catálogo IPHAS. Se obtienen curvas de luz históricas de las placas IR del Observatorio de Asiago tomadas entre 1965-1984. Encontramos 10Miras, 5estrellas variables con tendencias a largo plazo, 3 variables semi-regulares y 3 irregulares. Se obtienen tipos espectrales de los espectros CCD. Se encuentran 5 estrellas de tipo M, 7 de tipo C, y 6 de tipo S. En los diagramas color-color a partir de los catálogos IPHAS y 2MASS las estrellas de tipo M y S ocupan las mismas regiones, pero las de tipo C están bien separadas. Todas las de tipoC con excesos IR muestran tendencias a largo plazo en sus curvas de luz. Las distancias a las Miras, estimadas a partir de sus períodos y magnitudes K, tienen un valor medio de 4.9 kpc y una gran dispersión. Se discute la comparación entre estas distancias y las paralajes astrométricas del Gaia DR2. <![CDATA[𝛅 mus revisited: Rectifying a 82 yr-old mistake]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012018000200355&lng=en&nrm=iso&tlng=en Abstract The red giant δ Muscae is known since 1919 to be a spectroscopic binary, and the first and only orbit was determined in 1936, claiming the period to be 847 days. This was discrepant with the Hipparcos determined astrometric orbit. Using the latest data available for this object - leading to a 100 yr timespan - we show here that the correct period is 423 d, and are able for the first time to combine the spectroscopic orbit with the Hipparcos orbit. Using all the available information, we find that the ≈ 1.2 M⊙ red giant must have a ≈ 0.3 − 0.4 M⊙ M dwarf companion, and that the system will soon evolve towards a He WD binary system. Given its relatively short period, δ Muscae may be an ideal benchmark for testing astrometric orbits obtained by Gaia for very bright stars.<hr/>Resumen Desde 1919 se sabe que la gigante roja δ Muscae es una binaria espectroscópica. La primera (y única)órbita fue determinada en 1936 y se reportó un período de 847 días. Este período discrepa del de la órbita astrométrica obtenida con el Hipparcos. Con los últimos datos disponibles para este objeto, que permiten ya abarcar un intervalo de 100 años, mostramos que el período correcto es de 423 años. Por primera vez se combina la órbita espectroscópica con la de Hipparcos. Con toda la información disponible encontramos que la gigante roja, con una masa de ≈ 1.2 M⊙ debe tener una compañera enana M de ≈ 0.3−0.4 M⊙, y que el sistema pronto evolucionar ́a hacia una binaria enana blanca de He. Dado su período relativamente corto, δ Muscae podría ser ideal para confirmar las órbitas astrométricas obtenidas por Gaia para estrellas muy brillantes. <![CDATA[Exact traveling wave solutions of KDV equation for daws in superthermal plasma]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012018000200363&lng=en&nrm=iso&tlng=en Abstract A propagation of fully nonlinear dust-acoustic waves (DAWs) in superthermal plasma is investigated. The plasma is described by the hydrodynamic dust fluid equations with superthermal electrons and ions, where both follow a kappa distribution. The reductive perturbation method is used to analyze small but finite amplitudes nonlinear DAWs. Extended homogeneous balance method is applied to obtain the exact traveling wave solutions for the Korteweg-de Vries (KdV) equation. The solutions are numerically analyzed to study the characteristics of arbitrary and small but finite amplitudes DAWs. This study is important for understanding the nonlinear excitations that may appear in astrophysical plasma objects such as the Jupiter magnetosphere.<hr/>Resumen Se investiga la propagación de ondas acústicas con polvo no lineales (DAWs) en un plasma supratérmico. Se describe el plasma con las ecuaciones hidrodinámicas de un fluido con polvo, incluyendo electrones supratérmicos e iones, ambos con una distribución kappa. Se usa el método reductivo de perturbaciones para analizar DAWs no lineales con amplitudes pequeñas pero finitas. Se aplica el método de balance homogéneo extendido para obtener las soluciones exactas de las ecuaciones de Korteweg-de Vries (KdV) para la propagación de ondas. Se analizan numéricamente las soluciones para estudiar las características de los DAWs con amplitudes arbitrarias y pequeñas. Este estudio es importante para entender las excitaciones no lineales que pueden presentarse en plasmas astrofísicos, como la magnetosfera de Júpiter. <![CDATA[Kinematics of the galactic bubble RCW 120]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012018000200375&lng=en&nrm=iso&tlng=en Abstract We studied the kinematics of the Galactic bubble RCW120 in the [SII]λλ6717,6731 Å lines. We measured a LSR radial velocity ranging from ≈ −74 to ≈ −6 km s−1. We found evidence of expansion only in the northeast region of the nebula (from 20 to 30 km s−1). We found a high electron density around 3000 cm−3 in the south-west region and we also found two arches-like structures indicating a density gradient. We present 3D numerical simulations of RCW 120 using the bibliography Walicxe-3D code in order to explore the optical shell dynamics and its morphology. Our numerical results predict an average numerical electron density of the ambient medium (in the southern region of the object) between 3000 to 5000 cm−3 in agreement with our values obtained from observations. From our models, we do not expect X-ray emission coming from the external shell, due to the low expansion velocity.<hr/>Resumen Presentamos el estudio cinemático en las líneas de [SII]λλ6717, 6731 Å de la burbuja Galáctica RCW120. Determinamos que la velocidad radial de esta burbuja se encuentra entre ≈ −74 to ≈ −6 km s−1. Encontramos evidencia de expansión únicamente en la parte noreste de la nebulosa (de 20 a 30 km s−1). Encontramos alta densidad en la parte suroeste de la nebulosa (3000 cm−3) así como dos gradientes de densidad en la parte sur. Con la finalidad de explorar la dinámica, morfología y emisión óptica de RCW120 presentamos simulaciones numéricas en 3D de esta burbuja usando el código Walicxe-3D. Los resultados numéricos predicen que en promedio la densidad del medio (en la parte sur del objeto) es de entre 3000 y 5000 cm−3, lo que concuerda con los valores observados. Los modelos no predicen emisión en rayos X provenientes del cascarón debido a la baja velocidad de expansión. <![CDATA[On the orbital period of the cataclysmic variable V767 CYG]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012018000200389&lng=en&nrm=iso&tlng=en Abstract We present a photometric and spectroscopic study that helps to constrain the orbital period of the system V767 Cyg for the first time. From the analysis of the V filter light curve besides of that for the radial velocity curve for different Balmer series lines, we find a most likely orbital period of 0.165 ± 0.012 days for the binary system. The data we present were obtained during two different observational campaigns.<hr/>Resumen Presentamos un estudio fotométrico y espectroscópico que ayuda a constreñir el periodo orbital del sistema V767 Cyg por primera vez. A partir del análisis de la curva de luz en el filtro V, además de la curva de velocidad radial para diferentes líneas de la serie de Balmer, encontramos un periodo orbital más probable de 0.165 ± 0.012 días para el sistema binario. Los datos que presentamos fueron obtenidos durante dos campañas de observación diferentes. <![CDATA[Determination of stellar atmospheric parameters for a sample of post-AGB stars]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012018000200397&lng=en&nrm=iso&tlng=en Abstract We report for the first time the stellar atmospheric parameters for a a set of post-AGB stars classified by Suárez et al. (2006). The stellar spectra were obtained in the optical region, with low-resolution and have different spectral ranges. We select a sample of 70 objects with A-K spectral types and luminosities I and Ie. The large majority of these objects have been scarcely studied and are located toward the galactic south pole region. We employ a set of empirical relationships that use pseudo-equivalent widths as spectral features to estimate the effective temperature, surface gravity and metallicity. The criteria chosen to select the absorption lines are similar to those employed by the MK classification system.<hr/>Resumen Reportamos por primera vez los parámetros atmosféricos estelares para un conjunto de estrellas clasificadas como post-AGB por Suárez et al. (2006). Los espectros estelares empleados para el estudio fueron tomados en la región óptica, con baja resolución y poseen diferentes intervalos espectrales. Seleccionamos una muestra de 70 objetos con tipos espectrales entre A-K y clases de luminosidad I y Ie. La mayoría de las estrellas han sido poco estudiadas y se encuentran ubicadas hacia la región del polo sur galáctico. Se emplea un conjunto de calibraciones empíricas que utilizan los pseudo anchos equivalentes como característica espectral para estimar la temperatura efectiva, la gravedad superficial y la metalicidad. Los criterios usados para la selección de las líneas de absorción son similares a los empleados por el sistema MK. <![CDATA[KIMYA, a code for solving chemical reaction networks in astrophysics]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012018000200409&lng=en&nrm=iso&tlng=en Abstract KIMYA is a new code for solving the system of differential equations describing the temporal behavior of a chemical network. This paper presents a simple and easy to implement numerical method and tests of its accuracy. KIMYA was designed for incorporating a chemical network into multi-dimensional gasdynamical simulations. In order to test our code we compute three numerical simulations: a model of the chemical evolution of a dark cloud (which we compare with previous calculations), and a model of nitric oxide formation during a lightning discharge simulated with a laser pulse. The latter is done with both a single parcel calculation, as well as a fully hydrodynamical/chemical model, which we compare with results from a laboratory experiment.<hr/>Resumen KIMYA es un nuevo código para resolver el sistema de ecuaciones diferenciales que describe el comportamiento temporal de una red química. En este artículo presentamos un método numérico sencillo y fácil de implementar, y una evaluación de su precisión. KIMYA fue diseñado para incorporar una red química en simulaciones hidrodinámicas multidimensionales. Para probar nuestro código hacemos tres simulaciones numéricas: un modelo de la evolución química de una nube oscura (el cual comparamos con cálculos anteriores) y un modelo de la formación deóxido nítrico durante una descarga de relámpago simulada con un pulso de láser. Este último lo hacemos tanto con un cálculo de una única parcela, como dentro de un cálculo hidrodinámico/químico, y lo comparamos con resultados de un experimento de laboratorio. <![CDATA[A windswept cloud core adjacent to HH 2]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012018000200423&lng=en&nrm=iso&tlng=en Abstract We analyze an Hα image of the HH 1/2 region of unprecedented depth. In this image, the outflows and other emission structures of this region are clearly seen. We focus on a description of the “hill’, which is an approximately circular feature directly to the SW of HH 2. Through an analysis of our Hα image and IR images (obtained with the IRAC camera of the Spitzer telescope), we show that while the “hill” is consistent with previous interpretations of this object as a PDR (excited by the UV radiation of HH 2), it also shows features implying that the partially photo-dissociated molecular clump is embedded in an environment which is streaming from N to S. This motion might be the result of the expansion of the Orion nebula, or of an uncollimated, outwards directed flow from the central region of the HH 1/2 system.<hr/>Resumen Analizamos una imagen de Hα de la región de HH 1/2 de mayor profundidad que todas las imágenes previas. En esta imagen se ven claramente los flujos y otras estructuras emisoras de esta región. Nos enfocamos en una descripción de la “colina”, que es una estructura aproximadamente circular directamente al SO de HH 2. Mediante un análisis de nuestra imagen de Hα y de imágenes IR (obtenidas con la cámara IRAC del telescopio Spitzer), mostramos que si bien la “colina” es congruente con interpretaciones previas de este objeto como una PDR (excitada por la radiación ultravioleta de HH 2), también muestra estructuras que implican que la nube parcialmente fotodisociada está inmersa en un medio ambiente que fluye de norte a sur. Este movimiento podría ser el resultado de la expansión de la nebulosa de Orión, o de un flujo no colimado de la región central del sistema HH 1/2. <![CDATA[Studying MID-Range planar orbits around Phobos]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012018000200429&lng=en&nrm=iso&tlng=en Abstract The goal of the present paper is to search and study mid-range planar orbits for a spacecraft traveling near Phobos. The first step is to make a numerical search and classification of natural orbits based in the concept of “Quasi Satellite Orbits” (QSO). The effects of the eccentricity of Phobos and the irregular shape of the bodies involved (Mars and Phobos) are studied, identifying the importance of these terms. This study is made using two different initial locations for Phobos, the periapsis and apoapsis. The results show the existence of several solutions, mapping the minimum, maximum and averaged Phobos-spacecraft distances.<hr/>Resumen El objetivo de este artículo es buscar y estudiar órbitas planas intermedias para naves espaciales que viajan cerca de Phobos. El primer paso es una búsqueda numérica y clasificación de las órbitas naturales basada en el concepto de las “órbitas cuasi satelitales” (QSOs). Se estudian los efectos de la excentricidad de Phobos y de la forma irregular de Phobos y Marte, y se identifica la importancia de los términos correspondientes. Se emplean dos posiciones iniciales diferentes para Phobos, el periapsis y el apoapsis. Los resultados muestran la existencia de varias soluciones que mapean las distancias mínima, máxima y promedio entre Phobos y la nave. <![CDATA[The HI and H<sub>2</sub>-to-stellar mass correlations of late-and early-type galaxies and their consistency with the observational mass functions]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012018000200443&lng=en&nrm=iso&tlng=en Abstract We compile and homogenize local galaxy samples with available information on morphology, and stellar, HI and/or H2 masses. After taking into account non gas detections, we determine the HIand H2-to-stellar mass relations and their 1σ scatter for lateand early-type galaxies. These relations are fitted to single or double power laws. Late-type galaxies are significantly gas richer than early-type ones, especially at high masses. The H2-to-HI mass ratios as a function of M∗ are discussed. We constrain the distribution functions of the HIand H2-to-stellar mass ratios. We find that they can be described by a Schechter function for late types and a (broken) Schechter + uniform function for early types. Using the observed galaxy stellar mass function and the volume-complete late-to-early-type galaxy ratio as a function of M∗, these distributions are mapped into HI and H2 mass functions. The mass functions are consistent with those inferred from large surveys. The results presented here can be used to constrain models and simulations of galaxy evolution.<hr/>Resumen Compilamos y homogeneizamos muestras de galaxias locales con información sobre la morfología, la masa estelar, y la de HI y/o H2. Tomando en cuenta las no detecciones en gas determinamos las relaciones masa estelar a masa de HI y H2 y sus dispersiones, para galaxias tardías y tempranas. Las relaciones se ajustan con leyes de potencia simple o doble. Las galaxias tardías son más ricas en gas que las tempranas. Se discuten los cocientes de masa H2 a HI en función de M∗. Constreñimos las distribuciones de los cocientes de masa de HI y H2 a masa estelar, y encontramos que se describen bien por una función de Schechter (galaxias tardías) o una función Schechter (cortada) + uniforme (galaxias tempranas). Usamos la función de masa estelar y el cociente de galaxias tempranas a tardías en función de M∗ para mapear estas distribuciones a funciones de masa de HI y H2 las cuales concuerdan con las inferidas de los grandes catastros. Los resultados que presentamos pueden usarse para constreñir modelos y simulaciones de evolución de galaxias. <![CDATA[Studying direct and indirect effects of impulses in powered aero-gravity-assist maneuvers around Venus]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012018000200485&lng=en&nrm=iso&tlng=en Abstract The study of aero-gravity-assisted maneuvers around Venus is the focus of the present paper. These are maneuvers that combine the passage by the gravity field of the planet with an impulsive maneuver that is applied at the moment of the closest approach around Venus, and the modification of the trajectory is made by lift and drag. This option gives new possibilities for the maneuver, which can vary the angle of curvature, the energy and the inclination of the spacecraft. The paper also studies the direct and the indirect effects of the application of an impulsive maneuver. This is done by measuring the effects of each individual force present in the dynamics, by the integration of the accelerations coming from those forces.<hr/>Resumen El presente artículo se enfoca en el estudio de las maniobras aero asistidas por gravedad alrededor de Venus. Esta maniobra combina el paso dentro del campo gravitacional de un planeta con una maniobra impulsiva que se aplica en el pericentro alrededor de Venus y toma en cuenta los cambios de la trayectoria debidos a la sustentación y al arrastre. Esta opción genera nuevas posibilidades para la maniobra, la cual puede cambiar su ángulo de curvatura, la energía y la inclinación de la nave espacial. También se estudian los efectos directos e indirectos de la aplicación de una maniobra impulsiva. Esto se hace midiendo los efectos de cada fuerza presente en la dinámica en forma individual, mediante la integración de la aceleración obtenida de las fuerzas. <![CDATA[Erratum: The variable star population in the globular cluster NGC 6934. (RMxAA, 2018, 54, 15)]]> http://www.scielo.org.mx/scielo.php?script=sci_arttext&pid=S0185-11012018000200501&lng=en&nrm=iso&tlng=en Abstract The study of aero-gravity-assisted maneuvers around Venus is the focus of the present paper. These are maneuvers that combine the passage by the gravity field of the planet with an impulsive maneuver that is applied at the moment of the closest approach around Venus, and the modification of the trajectory is made by lift and drag. This option gives new possibilities for the maneuver, which can vary the angle of curvature, the energy and the inclination of the spacecraft. The paper also studies the direct and the indirect effects of the application of an impulsive maneuver. This is done by measuring the effects of each individual force present in the dynamics, by the integration of the accelerations coming from those forces.<hr/>Resumen El presente artículo se enfoca en el estudio de las maniobras aero asistidas por gravedad alrededor de Venus. Esta maniobra combina el paso dentro del campo gravitacional de un planeta con una maniobra impulsiva que se aplica en el pericentro alrededor de Venus y toma en cuenta los cambios de la trayectoria debidos a la sustentación y al arrastre. Esta opción genera nuevas posibilidades para la maniobra, la cual puede cambiar su ángulo de curvatura, la energía y la inclinación de la nave espacial. También se estudian los efectos directos e indirectos de la aplicación de una maniobra impulsiva. Esto se hace midiendo los efectos de cada fuerza presente en la dinámica en forma individual, mediante la integración de la aceleración obtenida de las fuerzas.