The Webb Telescope's First Months: A Treasure Trove of Results

The launch of the James Webb Space Telescope followed by the successful deployment of its sun shield and optics has ushered in a new era in astronomy. The six-month commissioning period revealed a telescope and set of instruments that outperform the pre-launch predictions. The image quality of the telescope is spectacular which in turn enhances the science return. The sensitivity stemming from the great image quality means that observing programs will yield better signal to noise, and deep surveys will see further back in time. The first programs are poised to yield new insights into areas of astronomy ranging from the first galaxies to form after the Big Bang to the composition and climates of planets orbiting other stars.

BPM: Un nuevo código Boltzmann+Poisson para simular la formación de la estructura cósmica

Actualmente existe evidencia observacional sólida de una expansión cósmica acelerada, pero no hay evidencia contundente de que la causa es una nueva componente de energía. Por lo que el establecimiento de cualquiera de las explicaciones para la denominada energía oscura causaría un cambio dramático en nuestra comprensión del Universo en su conjunto. Es por esto que los sondeos de galaxias contemporáneos tienen como propósito mapear la estructura a gran escala del Universo con niveles de precisión altos (errores menores al 1% en la escala de BAO). Sin embargo, para lograr las metas científicas de estos sondeos se requiere de catálogos sintéticos realistas basados en simulaciones numéricas que permitan calcular el crecimiento no-lineal de la estructura cósmica y predigan la dependencia de las cantidades observables en los sondeos con los parámetros cosmológicos. Por lo tanto, resulta importante que las simulaciones tengan la calidad de precisión de las observaciones, y por ende requieren de métodos de cálculo e infraestructura con alta eficiencia en cómputo. En la plática presentaré el código BPM que desarrollé en mi tesis doctoral, el cual resuelve la ecuación de Boltzmann utilizando una aproximación de momentos y técnicas hidrodinámicas de advección. Esta implementación suprime el shot-noise inherente en códigos de N-cuerpos, al simular las estructuras de densidad como medio continuo, y cabe mencionar que lo logra sin necesidad de llegar a los billones de partículas para halos aislados o trillones de partículas para volúmenes cosmológicos. BPM tiene un amplio potencial para estudiar modelos cosmológicos con supresión en el espectro de potencias de inhomogeneidades (p. ej. WDM y $\nu$+CDM). Adicionalmente, BPM tiene potencialmente un valor para explorar espacios de parámetros de cosmologías y la interpretación de observaciones con una combinación de eficiencia y precisión.

Las galaxias rojas de $Herschel$ como trazadoras de sobre-densidades en el Universo temprano

Desde el punto de vista observacional, la formación estelar y el proceso de ensamblaje de los cúmulos de galaxias siguen siendo inciertos. Esto se debe, principalmente, al número reducido de progenitores de estas estructuras (proto-cúmulos) confirmados a altos corrimientos al rojo ($z>3$). La identificación de cúmulos a bajo $z$ es relativamente sencilla, ya que presentan una fracción alta de galaxias elípticas y grandes reservorios de gas caliente (medio intra-cúmulo) que puede detectarse como emisión difusa de rayos X o a través del efecto Sunyaev Zeldovich. Se sabe que las galaxias masivas de los cúmulos formaron una fracción grande de su masa estelar en episodios breves de intensa formación estelar a $z>2$, consistente con el pico de la distribución en $z$ de las galaxias polvorientas formadoras de estrellas (DSFGs). Recientemente se han identificado algunos proto-cúmulos con excesos de DSFGs, demostrando que estas podrían trazar sobre-densidades. Sin embargo, el número de proto-cúmulos confirmados sigue siendo limitado. El censo $Herschel$-ATLAS ($\sim 600$ deg$^2$) es ideal para identificar DSFGs ultra-luminosas rojas ($S_{250\mu\rm{m}}$<$S_{350\mu\rm{m}}$<$S_{500\mu\rm{m}}$), las cuales se encuentran preferentemente a $z>3$. Con el Gran Telescopio Milimétrico Alfonso Serrano (GTM) y la cámara AzTEC a 1.1mm, observamos 100 de estas galaxias rojas de $Herschel$, encontrando que una fracción considerable se divide en pares. Además, comparando el número de detecciones robustas ($\geq 4\sigma$) con el esperado de galaxias en campos sin sesgo, medimos un parámetro de sobre-densidad de $\sim 5$, sugiriendo que las galaxias rojas de $Herschel$ podrían estar asociadas a proto-cúmulos a altos $z$. Combinando las observaciones de AzTEC/GTM con datos de archivo de SCUBA-2 y ALMA, identificamos una muestra de candidatos a ser proto-cúmulos a $z>3$, en la época de mayor actividad de formación estelar del Universo y cuando el medio intra-cúmulo se estaba constituyendo.

Cosmological Parameters via HII galaxies

We present independent determinations of cosmological parameters using the distance estimator based on the established correlation between the Balmer line luminosity, L(H$\beta$), and the velocity dispersion ($\sigma$) for HII galaxies (HIIG). These results are based on new VLT-KMOS high spectral resolution observations of 41 high-z ($1.3 \leq$ z $\leq 2.6$) HIIG combined with published data for 45 high-z and 107 z $\leq 0.15$ HIIG, while the cosmological analysis is based on the MultiNest MCMC procedure not considering systematic uncertainties. Using only HIIG to constrain the matter density parameter ($\Omega_m$), we find $\Omega_m = 0.244^{+0.040}_{-0.049}$ (stat), an improvement over our best previous cosmological parameter constraints, as indicated by a 37\% increase of the FoM. The marginalised best-fit parameter values for the plane $\{\Omega_m; w_0\}$ = $\{0.249^{+0.11}_{-0.065}; -1.18^{+0.45}_{-0.41}\}$ (stat) show an improvement of the cosmological parameters constraints by 40\%. Combining the HIIG Hubble diagram, the cosmic microwave background (CMB) and the baryon acoustic oscillation (BAO) probes yields $\Omega_m=0.298 \pm 0.012$ and $w_0=-1.005 \pm 0.051$, which are certainly compatible --although less constraining-- than the solution based on the joint analysis of SNIa/CMB/BAO. An attempt to constrain the evolution of the dark energy with time (CPL model), using a joint analysis of the HIIG, CMB and BAO measurements, shows a degenerate 1$\sigma$ contour of the parameters in the $\{w_0,w_a\}$ plane.

A spectroscopic study of 14 structures behind Holm15A: Detecting a galaxy group candidate at z=0.58

Holm15A hosts one of the most massive back holes ever known. Hence, it is important to characterize any structure within its core to avoid any wrong association with its central black hole and, therefore, bias any future study. In this work, we present the first identification and characterization of 14 structures hidden behind the surface brightness of Holm15A. We model and subtract the spectral contribution of Holm15A to obtain the spectral information of these structures. We spectroscopically confirm that the 14 objects found are not associated with Holm15A. Ten objects have a well-defined galaxy spectrum from which we implement a fossil record analysis to reconstruct their past evolution. Nine objects are candidates members to be part of a compact galaxy group at redshift 0.5814. We find past mutual interaction among the group candidates that support the scenario of mutual crossings. Furthermore, the fossil reconstruction of the group candidates brings evidence that at least three different merger trees could assemble the galaxy group. We characterize the properties of the galaxy group from which we estimate a lower limit of the scale and mass of this group. We obtain a scale of $>$146$\pm$3 kpc with a dynamical mass of $>$3$\pm$2$\times10^{13}M_{\odot}$. These estimations consider the lensing effects of the gravitational potential of Holm15A. The other five objects were studied individually. We use public archive data of integral field spectroscopic observations from the Multi-Unit Spectroscopic Explorer instrument.

The formation of low surface brightness galaxies in the IllustrisTNG simulation

We select a sample of low surface brightness galaxies (LSBGs) at $z=0$ over a wide range of stellar masses ($M_{\ast} = 10^{9}$-$10^{12}$ M$_\odot$) drawn from the hydrodynamic cosmological simulation TNG100 of the IllustrisTNG project, to study the nature of these objects . As a population, LSBGS are systematically less massive and more extended than 'normal' high surface brightness galaxies (HSBGs), and display late-type morphologies, consistent with high values of $\kappa_{rot}$. At fixed stellar mass, we find that LSBGs have systematically less-massive dark matter halos, and those haloes hosting LSBGs have a higher baryonic fraction, in the form of non-star-forming gas. We find that LSBGs have higher stellar specific angular momentum and halo spin parameter values compared to HSBGs, as suggested by previous works. We track the evolution of these quantities back in time, finding that the spin parameters of the haloes hosting LSBGs and HSBGs exhibit a clear bifurcation at $z \sim 2$, which causes a similar separation in the evolutionary tracks of other properties such as galactic angular momentum and effective radius, ultimately resulting in the values observed at $z =$ 0. The higher values of specific stellar angular momentum and halo spin in LSBGs seem to be responsible for their extended nature, preventing material from collapsing into the central regions of the galaxies.

Evolución del ángulo de enrollamiento para galaxias de disco en la simulación Illustris TNG-50

Una de las características morfológicas más importantes de las galaxias espirales es el ángulo de enrollamiento ($\phi$). Además de darnos una idea de que tan compacta es la distribución de los brazos espirales, se han propuesto propiedades físicas de las galaxias que podrían estar ligadas a éste. Durante el último par de décadas, las simulaciones cosmológicas han sido una de las herramientas teóricas más importantes para comprender la evolución a gran escala del universo. Illustris TNG es un conjunto de simulaciones cosmológicas con el objetivo de reproducir las propiedades observadas del universo. En esta tesis consideramos dos muestras: la primera muestra cuenta solamente con las galaxias análogas a la Vía Láctea, la segunda muestra considerando todas las galaxias de disco en TNG-50. Se calculó la fotometría correspondiente a las bandas g, r, i del Sloan Digital Sky Survey en las últimas 19 instantáneas de la simulación con corrimientos al rojo entre $z = 0.243$ y $z = 0$. Una vez obtenida las fotometría se generaron imágenes sintéticas para cada una de las galaxias estudiadas en los diferente corrimiento al rojo. Usando el programa P2DFFT se realizaron mediciones del ángulo en el cual se enrollan los brazos espirales de las galaxias a diferente $z$. En esta tesis analizamos las relaciones de $\phi$ con la masa del hoyo negro central, con la masa del bulbo, con la fuerza de la barra y con la longitud de la barra. Encontramos que para el caso de la masa del bulbo y la masa del agujero negro supermasivo no hay una relación estadísticamente significativa con $\phi$. Mientras que para el caso de la prominencia y la longitud de la barra encontramos una correlación inversa estadísticamente significativa con respecto a $\phi$. Además, analizamos la dependencia temporal de $\phi$. Encontramos que en general las galaxias de disco sufren poco cambio en $\phi$. Haciendo un análisis estadístico que existe una correlación entre $\phi$ y la masa acretada debida a mergers.

Explorando el Impacto de las Interacciones y Fusiones Galácticas en la Formación Estelar Central de Galaxias APEX/EDGE-CALIFA

Un proceso externo y rápido que afecta significativamente la evolución de las galaxias es la interacción y fusión de las mismas. Diferentes estudios observacionales y numéricos sugieren un incremento en la formación estelar, relacionada con el aumento del gas molecular en estos objetos debido a las fuerzas de marea que se ejercen en las galaxias que sufren dicha fusión. En este trabajo estudiamos cómo se comporta la tasa de formación estelar específica, la fracción de gas molecular y la eficiencia de formación estelar en la región central de galaxias con formación estelar, usando una muestra de galaxias en distintas fases de fusión, comparándolas con galaxias aisladas. Utilizamos una muestra total de 418 galaxias con observaciones espacialmente resueltas en el óptico, las cuales son parte del catastro CALIFA y tienen observaciones por los radiotelescopios APEX y CARMA . De esta muestra, contamos con: 146 galaxias aisladas (muestra control), 69 en pre-fusión, 14 en fusión activa, 12 en post-fusión y 11 en remanente de fusión. Este es el primer trabajo que estudia el impacto de las fusiones e interacciones en una muestra con observaciones homogéneas, tanto en el óptico como en radio, y significativamente grande. El resultado principal es que el impacto de las interacciones/fusiones en el centro de las galaxias de nuestra muestra, con formación estelar, se revela como un incremento en la fracción de gas en comparación con galaxias aisladas. Sin embargo, la tasa de formación estelar específica y la eficiencia de formación estelar presentan un decremento en comparación con la muestra control. Estos resultados sugieren un efecto diferente al que se ha estimado mediante simulaciones y observaciones de espectroscopia óptica de fibra sencilla: los torques gravitacionales debido a interacción/fusión inducen un incremento del gas molecular en el centro de las galaxias pero no es condición suficiente para incrementar la formación estelar.

Fermi Bubbles in Scalar Field Dark Matter halos

In recent times, the Scalar Field Dark Matter (SFDM) model (also called Fuzzy, Wave, Ultralight dark matter model) has received much attention due to its success in describing dark matter on both cosmological and galactic scales. Several challenges of the Cold Dark Matter (CDM) model can be explained very easily and naturally by the SFDM model. Two of these challenges are to describe the anomalous trajectories of satellite galaxies called the Vast Polar Structure (VPOS) and to explain the Fermi Bubbles (FB) observed in our galaxy. In Phys.Rev.D103(2021)083535 an alternative explanation for VPOS was shown using the SFDM excited states, explaining the anomalous trajectories in a natural and simple way. In this talk we use the same dark matter structure to show that these excited states of the SFDM can provide a very simple and natural explanation for the FB, assuming that the SFDM is a kind of dark boson. If this assumption is correct, we should see FB in several more galaxies and continue to see gamma-ray events at higher energies, these observations would take place in the near future and could be crucial to the ultimate answer to the nature of dark matter.

(Sub-)mm continuum surveys: mapping the dusty galaxy contribution to the star formation history

We will review the efforts carried out in the last 10 years to map the contribution of dust-obscured star-forming galaxies to the overall history of star formation. While the contribution of bright submillimeter galaxies in the Ultra Luminous Infrared Galaxy regime ($L_{IR}> 10^{12}$ Lsun) has been reasonably well characterized up to z~3, their contribution at larger redshifts is still a matter of debate. ALMA surveys have given us an initial view of the properties of dust obscuration in the Luminous Infrared Galaxy regime ($L_{IR}> 10^{11}$ Lsun), while the statistical characterization of the rise and fall of obscured star formation at these luminosities still awaits larger and deeper surveys. We will introduce the open-access Legacy Surveys that the 50m Large Millimeter Telescope new imaging and polarimetry camera TolTEC will carry out, that will address these issues. We show the predictions derived from cosmologically motivated simulations.

Characterization of Synthetic Panoramic Surveys at Submillimeter Wavelengths

We present cosmologically motivated simulations of the Dusty Star-Forming Galaxies (DSFGs) population covering areas of 100sq.deg. and 5sq.deg at different mass resolutions (10$^{9.5}$ and 10$^{8.7}$ M$_{\odot}$ respectively). The spatial distribution of the DSFGs therefore traces the Large Scale Structure in a redshift range of 0 to 7. Our methodology is based on observational results from the literature, allow us to assign particular properties of the DSFGs in the simulation (obscured fraction, dust-obscured star formation rate, infrared luminosities, dust temperatures and observed flux density at different wavelengths). Recently, we have included the effects of gravitational lensing to study their impact in the source counts. This simulation can be used to generate synthetic observations at different wavelengths, different sizes and make mock catalogs. In particular, we are focused on characterize the extra-galactic legacy surveys that will be mapped by the new TolTEC multi-wavelength (1.1, 1.4 and 2.0 mm) camera in the 50m Large Millimeter Telescope. Our simulations have been used to test the TolTEC data pipeline, different source detections algorithms and data analysis tools. We will describe our methodology to generate this simulations, their characterization and present predictions for the TolTEC legacy surveys.

Estudio de las propiedades físicas en galaxias submilimétricas en el universo temprano

Las observaciones en longitudes de onda infrarrojas y sub/milimétricas permiten explorar la emisión proveniente de las regiones más frías del universo y las regiones de formación estelar. En particular, las primeras observaciones sub/milimétricas con la cámara SCUBA a finales de los años noventa, confirmaron la existencia de una población de galaxias a altos corrimientos al rojo ($z_{med} = 2 - 3$), ultra luminosas en el infrarrojo ($\gtrsim 10^{12}$ L$_{\odot}$), y con tasas de formación estelar de $\sim$ 100 - 1000 M$_{\odot}$ año$^{-1}$. Estas galaxias, denominadas galaxias submilimétricas, tienen grandes reservorios de gas y polvo, y su densidad numérica ha sido difícil de explicar por los modelos de formación de galaxias. Entender mejor los procesos y condiciones físicas que propician la luminosidad y formación estelar extrema de estas galaxias es crucial para conciliar los modelos con las observaciones. En este trabajo se estudia una muestra de ~100 galaxias submilimétricas a altos corrimientos al rojo ($\overline{z}_{fot}\approx 3.6$), tasas de formación estelar de más de $\sim$ 1000 M$_{\odot}$ año$^{-1}$ y con luminosidades infrarrojas de $\sim 10^{13}$ L$_{\odot}$. A partir de datos en continuo de SPIRE/Herschel, la cámara AzTEC del Gran Telescopio Milimétrico, y datos de archivo de ALMA, fue posible estimar distintas propiedades físicas del gas y polvo de esta muestra, incluyendo la eficiencia de formación estelar (o el tiempo característico de agotamiento del gas). Con esta información, es posible identificar galaxias análogas en simulaciones cosmológicas hidrodinámicas para entender mejor los procesos físicos que favorecen estos brotes de formación estelar extremos y ubicar a esta población de galaxias en el contexto de la formación y evolución de galaxias.

The NuEM Multimessenger Channel with AMON

The Astrophysical Multimessenger Observatory Network (AMON) aims to connect the world’s leading high-energy and multimessenger observatories. AMON’s objective are to evoke the discovery of new multimessenger phenomena, exploit these phenomena as tools for fundamental physics and astrophysics, and explore archival datasets in search of multimessenger activity. The Neutrino-Electromagnetic (NuEM) channel from AMON has been developed as a real-time alert system. The AMON server performs coincidence analyses using gamma-ray and neutrino data from different detectors. AMON takes advantage of sub-threshold events, i.e. events that by themselves are not significant in the individual detectors. However, signal events can be recovered when looking at the datasets together. The main purpose of the NuEM channel is to search for neutrino sources. We will describe the analyses that make-up this channel and some of the recent results.

Gravitational Waves from Long Gamma-Ray Bursts and Supernovae

Gamma-ray bursts (GRBs) are produced during the propagation of ultra-relativistic jets. While our understanding of these jets have improved notably during the last decades, it is currently impossible to study directly the jet close to the central source, due to the high opacity of the medium. In this talk, we present numerical simulations of relativistic jets propagating through a massive, stripped envelope star associated to long GRBs, breaking out of the star and accelerating into the circumstellar medium. We compute the resulting gravitational wave (GW) signal, showing that several key parameters of the jet propagation can be directly determined by the associated GW signal. The signal presents two peaks, the first one corresponding to the jet duration, while the second one corresponding to the end of the acceleration phase. Depending on the observer location (with respect to the jet axis) this peak corresponds to the break-out time for observer located close to the jet axis (which in turn depends on the stellar size), or to much larger times (corresponding to the end of the acceleration phase) for off-axis observers. We also show that the slope of the GW signal before and around the first peak tracks the jet luminosity history and the structure of the progenitor star. The amplitude of the GW signal is $h_+ D \sim$ hundreds to several thousands. Although this signal is outside the range of detectability of current GW detectors, it can be detected by future detectors as BBO, DECIGO and ALIA. Our results illustrate that future detections of GW associated to GRB jets will represent a revolution in our understanding of this phenomenon.

The evolution of relativistic jets through the magnetized medium produced by the fusion of two neutron stars

The merger of a binary neutron star system results in the emission of a gravitational wave, a highly dense and magnetized environment, and the launch of a collimated relativistic jet which eventually produces a short gamma-ray burst (SGRB). Although the evolution of a jet-SGRB has been studied through different media, the evolution through a magnetized medium is not fully understood. Therefore, to understand the importance of the magnetic field of the medium, we studied the evolution of several SGRB-jets with luminosity $L_{j}=2\times 10^{50} $ erg s$^{-1}$ and an opening angle $\theta_{j}=10^{\circ}$ through media with different distributions and magnitudes of the magnetic field \textbf{B} using 2.5-dimensional magneto-hydrodynamic relativistic numerical simulations.

Deciphering the unusual stellar progenitor of GRB 210704A

GRB~210704A is a burst of intermediate duration ($T_{90} \sim 1-4$~s) followed by a fading X-ray afterglow, and a short-lived optical rebrightening, peaking at around 7 days since the explosion. Its properties do not easily fit into the short/long dichotomy of the GRB classification scheme, leaving the nature of its progenitor uncertain. We present multi-wavelength observations of this GRB and its counterpart, observed up to 115 days after the burst. In order to decipher the nature of the progenitor system, we present a detailed analysis of the GRB high-energy properties (duration, spectral lag, and Amati correlation), its environment, and late-time optical excess. We discuss three possible scenarios: 1) a nearby short GRB, 2) an exotic GRB in a cluster of galaxies, or 3) a distant long GRB. We find that traditional kilonova and supernova models do not match well the properties of the optical bump, suggesting that this burst was powered by an unusual stellar explosion.

Detección de M87 con el observatorio HAWC

La primer evidencia de emisión de la radio galaxia M87 en el régimen de muy altas energías (E>100GeV) fue reportada por los telescopios de HEGRA. La observación de fotones de TeV provenientes de radio galaxias abrió una nueva ventana para estudiar la estructura de sus jets los cuales se encuentran desalineados con respecto a nuestra linea de observación. Esto porque anteriormente la emisión de los jets solo se podían estudiar frontalmente a través de los blazares. Posteriormente, varios observatorios han realizado largas y cortas campañas de observación en las que reportan solamente tres periodos de alta actividad de la radio galaxia M87. Estas campañas están limitadas por su ciclo de trabajo y responden a alertas externas en multi frecuencias. El observatorio HAWC cuenta con un ciclo de trabajo mayor al 95%, por lo que es factible realizar monitoreo continuo de cualquier fuente en su campo de visión. En este trabajo reportamos el monitoreo continuo por ~6 años de la fuente M87. En este se muestra un análisis temporal y espectral empleando dos estimadores de energía con los que se han desarrollado en el observatorio. Este proyecto fue realizado gracias al apoyo de los proyecto PAPIIT IG101320 y IN106521

Exploring an appropriate chemical composition of the dusty torus in a sample of nearby type-1 AGN

The Unified Scheme of AGN is currently the most accepted model that can simultaneously explain the different spectral characteristics observed in type-1 and type-2 AGN. It invokes the existence of a dusty structure that blocks the light coming from the Broad Line Region (BLR) in type-2 AGN. This dusty structure is responsible for the Mid-Infrared (MIR) emission of AGN. The most direct way so far used to study this structure, has been through Spectral Energy Distribution (SED) fitting, using dust emission models calculated through radiative transfer techniques. Among the assumptions considered when calculating such models, those regarding the dust properties are of crucial importance. Nevertheless, limited effort has been put forward to explore the chemical composition, the role of different optical properties and the grain size distribution. All of which can have a substantial impact on the theoretical radiative transfer calculations. In this research, we have thoroughly tackled part of this issue, by exploring the role of the dust chemical composition in the dusty torus through NIR-SED fitting of a sample of nearby type-1 AGN using the popular astronomical silicates and a set of amorphous and crystalline silicates. In this talk, I am going to present preliminary results.

A Boltzmann-Poisson-like approach to simulating the galactic halo response to satellite accretion

Recent studies have reported the detection of the galactic stellar halo wake and dipole triggered by the Large Magellanic Cloud (LMC), mirroring the corresponding response from dark matter (DM). These studies open up the possibility of adding constraints on the global mass distribution of the Milky Way (MW), and even on the nature of DM itself, with current and upcoming stellar surveys reigniting the discussion on response modes in dynamical friction. However, the simulation of such features remains computationally challenging. Using a continuous medium approach, we investigate the density and velocity response modes in simulations of Galactic-type DM halos accreting LMC-sized satellites, including the dependence on the halo density profile. We used, for the first time in the context of galactic dynamics, a collisionless Boltzmann equation (CBE)+Poisson solver based on an existing method from the literature. We studied the dynamical density and velocity response of halos to sinking perturbers. Results. We successfully captured both the local wake and the global over- and underdensity induced in the host halo. We also captured the velocity response. In line with previous studies, we find that the code can reproduce the core formation in the cuspy profile and the satellite core stalling. The angular power spectrum (APS) response is shown to be sensitive to each density profile. The cored Plummer density profile seems the most responsive, displaying a richness of modes. At the end of the simulation, the central halo acquires cylindrical rotation. When present, a stellar component is expected to behave in a similar fashion. Conclusions. The CBE description makes it tenable to capture the response modes with a better handling of noise in comparison to traditional N-body simulations. Hence, given a certain noise level, BPM has a lower computational cost than N-body simulations, making it feasible to explore large parameter sets. We anticipate tha

Revisitando la función initial de masas de cúmulos del disco de M82

Revisitamos la función inicial de masa de los cúmulos estelares (CIMF) en la muestra caracterizada en Cuevas-Otahola et al. (2021), en la galaxia prototipo starburst M82. Dicha función ha sido ampliamente discutida en el trabajo de de Grijs (2003), usando una aproximación analítica simplificada, con el objetivo de determinar si dicha función es representada más adecuadamente con un ley de potencias (Fall & Zhang 2001) o con una función log-normal (Vesperini 1998, 2000, 2001). Para determinar cuál de dichas funciones reproduce mejor la CIMF, usamos el código de evolución semi-analítico Evolve Me a Cluster of Stars (EMACS, Alexander et al. 2014), mediante el cual simulamos la CIMF y su evolución a partir de funciones log-normal y ley de potencia. Encontramos excelente acuerdo con una ley de potencias con pendiente $\alpha=$ 1.8, más plana que la pendiente de la CIMF típica $\alpha=$ 2.0. Cabe destacar que M82 ofrece una excelente oportunidad para entender los orígenes de la CIMF, dado que la población de cúmulos de su disco es casi coetánea, con una edad media cercana a los 100 Maños. Consideramos los trabajos de Mayya et al. (2008) y Cuevas-Otahola et al. (2021), para reproducir los sesgos observaciones en la distribución de masas observada, con el fin de poder comparar adecuadamente nuestros resultados con la muestra observada. Comparamos nuestros resultados en el diagrama masa-radio, encontrando excelente concordancia con la relación masa-radio.

Función de luminosidad de cúmulos globulares en cinco galaxias espirales cercnanas usando imagenes de ACS/HST

En este trabajo estudiamos el sistema de GCs de una muestra de galaxias espirales cercanas a la V\'ia L\'actea ($<10$~Mpc). Para nuestro estudio utilizamos datos de la Advance Camera for Surveys (ASC) del Hubble Space Telescope (HST), en cuatro bandas $F336W$, $F435W$, $F555W$ and $F814W$. Hemos detectado 158 candidatos de GC en M81, 1123 en M101, 226 en NGC~4258, 293 en M51 y 173 en NGC~628. Las funciones de luminosidad que construimos con estos datos, despu\'es de corregir por posibles contaminantes (c\'umulos j\'ovenes enrojecidos), son de naturaleza log-normal. La funci\'on de luminosidad de galaxias espirales solo se hab\'ia establecido para dos galaxias, la V\'ia L\'actea (MW, por sus siglas en ingl\'es) y Andr\'omeda (M31) en galaxias espirales. La magnitud del turn-over obtenida en cuatro de las galaxias con un tipo de Hubble m\'as temprano que una Sc fue de $M_{\rm V}{_0}$(TO)=$-$7.41$\pm$0.14 esto est\'a en acuerdo con el valor obtenido para la MW $M_V(\mathrm{TO})=-7.40\pm0.10$. La magnitud del TO es equivalente a una masa de $\sim3\times10^5$~M$_\odot$ si es que se trata de una poblaci\'on vieja y pobre en metales. La magnitud del TO de la galaxia M101 resulto ser $\sim$1.16~mag m\'as d\'ebil, hay que recordar que M101 es clasificada como Scd. La dependencia de la magnitud del TO con el tipo de Hubble implica que los GCs en galaxias del tipo temprano son GCs cl\'asicos, los cuales tienen un TO universal, mientras que la poblaci\'on de GCs en galaxias del tipo tard\'io es dominada por c\'umulos viejos de disco, los cuales son en general menos masivos.

MaNDala: The MaNGA Dwarf Galaxy Sample

In this talk I will present the MaNGA Dwarf Galaxy Sample (MaNDala), consisting of ~140 bright dwarf galaxies, with stellar masses < $10^{9.1}$ $M_{\odot}$ and $M_{g}$ < -18.5, observed with Integral Field Spectroscopic (IFS) data provided by the Mapping Nearby Galaxies at APO (MaNGA) Survey and with photometric data provided by the Dark Energy Spectroscopic Instrument (DESI). I will review the relevance of observational studies of dwarf galaxies and will discuss the characterization of the sample with the mentioned data sets. We find that the MaNDala sample is dominated by star-forming late-type central galaxies that cover a large range of surface brightness values, even finding 11 candidates of ultra diffuse galaxies and 3 compact ones. Also a large fraction of the galaxies formed from an early low-metallicity burst of star formation but also of late star forming events from more metal-enriched gas. This sample is to our knowledge the largest dwarf galaxy sample observed with the IFS technique to date.

SDSS-IV MaNGA: The Radial Distribution of Physical Properties within Galaxies in the Nearby Universe

Using the largest sample of galaxies observed with an optical integral field unit (IFU, the SDSS-IV MaNGA survey, $\sim$10000 targets), we derive the radial distribution of the physical properties obtained from the stellar continuum and the ionized-gas emission lines. Given the large sample, we are able to explore the impact of the total stellar mass and morphology by averaging those radial distributions for different bins of both global properties. We use a piece-wise analysis to characterize the slopes of the gradients from those properties at different galactocentric distances. In general we find that most of the properties -- derived from both the stellar continuum and the ionized gas emission lines -- exhibit a negative gradient with a secondary impact by global properties such as the total stellar mass or morphology. Our results confirm the intimate interplay between the properties of the stellar component and those of the ionized gas at local (kpc) scales in order to set the observed gradients. Furthermore, the resemblance of the gradients for similar global properties (in particular for the stellar parameters) indicates statistical similar histories of star formation and chemical enrichment with an initial radial gas distribution following the potential of the galaxy.

Abundancias químicas observadas en distintos tipos morfológicos de galaxias del survey de CALIFA explicadas por la historia química de la Vía Láctea

Modelos de evolución química construidos para reproducir distribuciones radiales de abundancias químicas observadas en la Vía Láctea (MW) fueron utilizados para estudiar las relaciones: i) He/H vs O/H, observada en regiones HII, y ii) [O/Fe] vs [Fe/H], determinada a partir de regiones HII y de poblaciones estelares subyacentes en galaxias tardías y tempranas del survey de CALIFA (Calar Alto Legacy Integral Field Area). Los modelos consideran: a) escenario dentro-fuera para la formación galáctica de la MW, b) doble acreción para la formación de los discos grueso y delgado, c) eficiencia de formación estelar dependiente de la masa bariónica, y d) fracción de estrellas de alta masa dependiente de la formación estelar. Las relaciones determinadas en galaxias de diversos tipos morfológicos (E/S0, Sa, Sb, Sbc, Sc, Sd/Sm) y amplio intervalo de masas estelares ( $10^7< M*/Msun < 10^12$) pueden ser explicadas por los modelos realizados para la MW (Sbc, $M*/Msun \sim10^{10.70}$), lo cual destaca la conexión entre las tendencias resueltas y globales en galaxias.

[α/Fe] traced by H II regions from the CALIFA survey. The connection between morphology and chemical abundance patterns

We compare the gas-phase oxygen abundance with the luminosity-weighted stellar metallicity in an extensive catalogue of ∼25 000 H II regions extracted from the Calar Alto Legacy Integral Field Area (CALIFA) survey, an exploration that uses the integral-field spectroscopy of ∼900 galaxies and covers a wide range of masses and morphologies. This way, we define [O/Fe] as the ratio between both parameters, proposing it as an indirect proxy of the [α/Fe] ratio. We illustrate how the [O/Fe] parameter describes the chemical enrichment process in spiral galaxies, finding that: (i) it follows the decreasing pattern with [Fe/H] reported for the [α/Fe] ratio and (ii) its absolute scale depends on the stellar mass and the morphology. We reproduce both patterns using two different chemical evolution models, considering that galaxies with different stellar masses and morphologies present either different SFHs, SFEs, and inflow and outflow rates or a different maximum stellar mass cut for the IMF.

Spectral evidence of solar neighborhood analogs in CALIFA galaxies

We introduce a novel nonparametric method to find solar neighborhood analogs (SNAs) in extragalactic integral field spectroscopic (IFS) surveys. The main ansatz is that the physical properties of the solar neighborhood (SN) should be encoded in its optical stellar spectrum. We assume that our best estimate of such a spectrum is the one extracted from the analysis performed by the Code for Stellar properties Heuristic Assignment ($\mathtt{CoSHA}$) from the MaStar stellar library. It follows that finding SNAs in other galaxies consist in matching, in a $\chi^2$ sense, the SN reference spectrum across the optical extent of the observed galaxies. We applied this procedure to a selection of CALIFA galaxies, by requiring a close to face-on projection, relative isolation, and non-active galactic nucleus. We explore how the local and global properties of the SNAs (stellar age, metallicity, dust extinction, mass-to-light ratio, stellar surface mass density, star-formation density, and galactocentric distance) and their corresponding host galaxies (morphological type, total stellar mass, star-formation rate, and effective radius) compared with those of the SN and the Milky Way (MW). We find that SNAs are located preferentially in S(B)a$\,-\,$S(B)c galaxies, in a ring-like structure, which radii seem to scale with the galaxy size. Despite the known sources of systematics and errors, most properties present a considerable agreement with the literature on the SN. We conclude that the solar neighborhood is relatively common in our sample of SNAs. Our results warrant a systematic exploration of correlations among the physical properties of the SNAs and their host galaxies. We reckon that our method should inform current models of the galactic habitable zone in our MW and other galaxies.

El observatorio radioastronómico de nueva generación: el "ngVLA"

El "next generation Very Large Array (ngVLA)" será el radio interferómetro más grande jamás construido en el hemisferio norte. Al combinar 263 antenas distribuidas en EE.UU., Canadá y México, el ngVLA será capaz de alcanzar una resolución espacial y sensibilidad sin precedentes. Algunos de los objetivos específicos del ngVLA incluye detectar emisión de radio en galaxias durante el primer giga año del Universo, resolver la estructura de discos protoplanetarios en escalas de una unidad astronómica, así como detectar emisión de radio de fuentes de ondas gravitacionales. Este nuevo radio interferómetro será complementario a otros observatorios astronómicos de nueva generación, como el "Extremely Large Telescope" y el "Square Kilometer Array", lo que será crucial para revolucionar principales áreas de astrofísica moderna. En esta plática, se presentará la motivación científica para el ngVLA y se detallará su diseño técnico y operativo. Se destacará el papel de la Universidad Nacional Autónoma de México como un socio emergente de este proyecto multinacional, lo que permitirá a la comunidad mexicana continuar investigaciones de frontera en el área de radioastronomía durante las siguientes décadas.

SCI- HI: Búsqueda de Zonas Radiosilentes Candidatas para Experimentos de Cosmología en 21 - cm y Radioastronomía

El experimento Sonda Cosmológica de las Islas para la detección del Hidrógeno Neutro (SCI - HI) tiene identificada a Isla Guadalupe, B. C. como la mejor candidata a zona radiosilente. En esta zona se considera la instalación de radioantenas para la detección de la señal emitida por el Hidrógeno Neutro en la edad oscura del universo. Para la detección de posible contaminación electromagnética y caracterización de la zona desarrollamos un equipo para la caracterización y mapeo de zonas, utilizando analizadores de espectro. Buscamos zonas potenciales para llevar a cabo pruebas previas que validen el funcionamiento de la instrumentación antes de ser llevado a Isla Guadalupe. Se presenta en este trabajo el reporte de tres levantamientos en Rincón Colorado, Coahuila, el Valle de Guadalupe B. C. y Cataviñá BC. donde se tomaron muestreos en áreas grandes y desérticas del espectro electromagnético para la caracterización de estas zonas y el mapeo correspondiente. Describimos brevemente el equipo desarrollado, su funcionamiento y puesta en marcha. Describimos el desarrollo de los experimentos, el análisis y reconstrucción de mapas de patrones de radiación en las zonas descritas mediante el uso de técnicas de geoestadística y algoritmos computacionales. Se presentan los resultados y trabajo a futuro.

Óptica de los espectrógrafos del instrumento TARSIS para el telescopio de 3.5 m del Observatorio de Calar Alto

TARSIS, acrónimo de Tetra-ARmed Super-Ifu Spectrograph, es un instrumento destinado a realizar un survey de cúmulos de galaxias a $z \sim 0.15$ hasta $m_{AB}= 22$. TARSIS se acoplará al foco Cassegrain del telescopio de 3.5m del Observatorio de Calar Alto. Proporcionará espectros de las imágenes bidimensionales formadas en un campo de visión de 3 $\times$ 3 minutos de arco cuadrados. Su diseño está basado en cuatro espectrógrafos, tres optimizados en el azul, de 320 a 520 nm, y uno en el rojo, de 510 a 810 nm con una resolución espectral $R \sim 1000$. \\ \noindent El INAOE, como miembro del consorcio TARSIS, es responsable de la óptica de los cuatro espectrógrafos así como de la optomecánica y la integración y pruebas a nivel de subsistemas del colimador y la cámara de cada uno. En el diseño actual el espectrógrafo azul está conformado de 18 lentes y el rojo de 14. En esta charla presentaré el diseño de los espectrógrafos, así como los retos que implica la fabricación y caracterización de las 136 superficies ópticas de las 68 lentes, en un periodo de cerca de tres años.\\ \noindent El consorcio TARSIS está formado por la Universidad Complutense de Madrid, el Instituto de Astrofísica de Andalucía, el INAOE, las Universidades de Sevilla, Granada y Almería, el Centro de Astrobiología y la empresa Fractal SLNE. El proyecto fue seleccionado como la mejor opción para el telescopio de 3.5 m por el comité científico asesor del Observatorio de Calar Alto, el pasado 16 de mayo.

TNTPOL1: Polarímetro óptico de 4 campos-imagen para el telescopio de 1 metro del OAN-TNT

TNTPOL1 es un polarímetro experimental que utiliza un módulo "Wedge Double Wollaston" (WeDoWo) que divide la pupila de entrada del telescopio de 1 metro del Observatorio Astronómico Nacional de Tonantzintla, Puebla (OAN-TNT). Con él se realizaron mediciones polarimétricas, con cuatro campos-imagen simultaneos, uno por ángulo de polarización lineal, $0^{\circ}, 45^{\circ}, 90^{\circ}$ y $135^{ \circ} $ respectivamente, permitiendo obtener los Parámetros de Stokes I, Q y U de una sola exposición. La ventaja de esta técnica es la obtención de mediciones más precisas al reducir el ruido y las inestabilidades mecánicas en el sistema, causando que las observaciones astronómicas sean más rápidas y eficientes. La desventaja es que el campo de visión se reduce a $1 \times 5$ $arcmin$, restringiéndonos a observaciones de fuentes puntuales como asteroides, estrellas, o casi puntuales como nebulosas preplanetarias (PPN) o planetarias (PN) con un tamaño angular dentro de $1 \ arcmin$. La caracterización del módulo WeDoWo en laboratorio utilizando una fuente de polarización lineal calibrada arroja un error en polarización de $\pm 0.0047 \%$. Su desempeño en longitudes de onda visibles utilizando el set de filtros Johnson UBVRI en el OAN-TNT reproducen imágenes polarimetricas de fuentes estandares de calibración ($< 11 \ Vmag$) con un error de $0.2\%$ en grado de polarización.

Dynamical properties of star populations in Gaia-Enceladus merge, revisited

A complete study of the history of our galaxy must consider that the so called Gaia-Enceladus merge plays a crucial role in dynamical and chemical evolution of the stars that comprise it. Recent studies suggested that this accretion phenomena contributed to most of the thick disk mass of the Milky Way. We use the kinematics data from Gaia DR2 and chemical abundances from GALAH to determine properties of several populations of the Milky Way, specially the red giants, to estimate the masses, age and dynamical features of the fallen material that helped to construct the modern day structure of the galaxy; using this values we attempt to reproduce the merger event in a dynamical n-body simulation, generating maps of position and velocity, which let us compare this properties to the ones observed.

Dinámica del Gas en la Zona Central Molecular de la Vía Láctea y su conexión con la barra Galáctica

Con el fin de estudiar la configuración orbital de la Zona Central Molecular hemos desarrollado simulaciones magnetohidrodinámicas e hidrodinamicas con el código AREPO. Uno de nuestros objetivos principales es entender el mecanismo de transporte de gas desde el disco hacia el interior de la Galaxia por medio de la barra y la posible formación de un anillo en la región interior. Nuestro modelo consiste de un fondo axisimétrico con bulbo, disco, y un halo masivo. La barra se modela con un elipsoide de Ferrers y se impone a través de un mecanismo de transición suave el cual permite pasar la fuerza del bulbo a la barra con el fin de evitar efectos transientes en las simulaciones. Para una simulación con 1000000 de partículas de gas, con auto gravedad, sin campo magnético, y con formación estelar en la cual se impone la todalidad de la masa del bulbo a la barra durante 500 Myr, encontramos la formación de un anillo de gas dentro de una región de 700 pc en un lapso comprendido entre 300 Myr y 340 Myr. Después de este tiempo el anillo es destruido y observamos que una gran masa de gas se acumula en el interior. Analizamos el modelo orbital después de la imposición de la barra y encontramos que el modelo posee una ILR a un radio de R= 0.04 pc. Es decir que la extensión de la región x2 es mucho menos extensa con respecto a la que esperamos. La destrucción del anillo se debe a la localización de la ILR. Entonces analizamos el modelo estelar para el cual el anillo es más discernible (325 Myr). En este modelo encontramos que existen dos resonancias internas de Lindblad con la mas exterior localizada a aproximadamente a 0.97 kpc. A excepción del modelo anterior, algunos miembros de la familia x1 de este modelo poseen loops en sus extremos y por lo tanto estas órbitas se auto interceptan. En este caso la localización de la EILR hace posible la formación del anillo. Estamos estudiando el mecanismo de transporte de gas desde la barra hacia el interior.

El efecto de la emisión extendida alrededor de Sgr A* en la eficiencia de faseo de ALMA durante las observaciones del EHT

Es casi universalmente aceptado que al centro de las galaxias se encuentra un agujero negro (SMBH, por sus siglas en inglés, con M $\geq 10^6 M_{\odot}$) cuyos ambientes son realmente extremos, y cerca del horizonte de eventos los efectos de la relatividad general comienzan a ser más evidentes. El Event Horizon Telescope (EHT) es una colaboración internacional que tiene el objetivo principal de capturar las primeras imágenes de SMBHs con resolución angular suficiente para alcanzar escalas del horizonte de eventos. El EHT está conformado por un arreglo de telescopios distribuidos alrededor del mundo, donde uno de los participantes es el Atacama Large/Millimeter/submillimeter Array (ALMA). Durante la campaña de observaciones de 2017, el EHT observó dos SMBHs, uno de ellos al centro de la Vía Láctea (Sgr A*). ALMA al ser un interferómetro, este opera dentro de EHT como un arreglo faseado, es decir, que opera como una estación de plato simple dentro de un interferómetro más grande. Estos arreglos faseados requieren de correcciones en los retraso de las señales que llegan a las antenas. Observaciones con VLBI han revelado en el objeto de estudio (Sgr A*) una variabilidad a escalas de tiempo corto, y observaciones a altas resoluciones han revelado la presencia de una estructura de emisión extendida (mini espiral) alrededor del núcleo. Existen estimaciones de la eficiencia de faseo de ALMA considerando que Sgr A* es una fuente puntual, sin embargo tiene una componente extendida que no muestra variabilidad como el núcleo. La presencia de emisión extendida tiene un efecto sobre la eficiencia de faseo que no se ha tomado en cuenta para la estimaciones hechas hasta ahora. La meta aquí es calcular el efecto que tiene la presencia de la mini espiral sobre la eficiencia de faseo de ALMA con las observaciones obtenidas durante 2017. También, se obtuvieron imágenes de alta resolución angular de la fuente compacta para generar las curvas de luz de la fuente.

Estudio del entorno de estrellas masivas jóvenes en longitudes de onda de radio

En sus etapas más tempranas, las estrellas masivas tienen un profundo impacto a su alrededor desarrollando zonas foto-ionizadas (regiones HII), y posiblemente afectando a la formación estelar de la región. Para estudiar esta influencia, posiblemente relacionada con el propio mecanismo de formación de estrellas masivas, es necesario realizar observaciones de gran calidad a longitudes de onda en radio. En este trabajo voy a presentar un resumen del estudio de varias regiones observadas con el Very Large Array (VLA) operando con su configuración más extendida. En particular, nos centramos en el estudio de las componentes más compactas de cada región (fuentes con tamaños del orden del sistema solar), que corresponden a objetos de naturaleza variada. Una de las conclusiones principales derivadas del análisis de las propiedades de las radio fuentes compactas es la probable presencia de discos alrededor de estrellas masivas y de sus compañeras más cercanas (típicamente separadas unos miles de Unidades Astronómicas de la estrella masiva) que están siendo erosionados por la actividad de las estrellas excitadoras de la región. Además, a escalas más grandes del orden de parsecs, la presencia de estrellas masivas puede afectar globalmente a la evolución, distribución y dinámica de los objetos jóvenes en la nube molecular que los alberga.

La estructura a gran escala de la emisión de moléculas orgánicas complejas en un chorro protoestelar de tipo solar

Las moléculas complejas interestelares son aquellas que están compuestas de al menos seis átomos y cuyo estudio ha cobrado gran relevancia debido a que son consideradas los bloques constituyentes de una química prebiótica más compleja, es decir, son de interés para la astrobiología. En años recientes ha habido un gran esfuerzo por identificar este tipo de moléculas en diferentes ambientes interestelares, sin embargo la fase de flujo molecular del nacimiento de las estrellas ha sido poco investigada, debido a las dificultades observacionales que presenta la detección de la emisión débil de estas moléculas en el gas expulsado. En esta presentación se mostrará el caso del flujo molecular en la protoestrella de tipo solar L1157, observado con el Gran Telescopio Milimétrico Alfonso Serrano (GTM) en transiciones rotacionales de las moléculas complejas acetaldehído (CH3CHO) y formamida (NH2CHO). Estos representan los primeros mapas de la emisión de gran escala de estas moléculas en un flujo molecular de baja masa, los cuales se han hecho accesibles debido a la sensibilidad de un telescopio de antena única de las dimensiones del GTM. Se abundará en la importancia de la emisión de gran escala de estas moléculas en el enriquecimiento químico debido a choques interestelares y cómo estas observaciones ayudan a constreñir mejor los modelos químicos que tratan de explicar la formación de moléculas complejas. Se finalizará con una perspectiva del futuro en este campo y la posible contribución del GTM con sus instrumentos presentes y en proyección.

En busca de moléculas orgánicas complejas en discos protoestelares

Recientemente la detección de moléculas orgánicas complejas (COMs) en discos protoplanetarios ha despertado mucho interés en la comunidad científica, ya que estas COMs podrían ser los precursores de las moléculas pre-bióticas. Esto sugiere que los planetas podrían formarse de un material muy rico químicamente y potencialmente apto para desarrollar alguna forma de vida. Aunque esta hipótesis es muy interesante, existen todavía muchas preguntas acerca de la formación y emisión de las COMs. En concreto, todavía no se comprende su baja tasa de detección. Una posible explicación es la gran dilución que sufre la emisión de las COMs al ser observada con antenas únicas y una baja sensibilidad. Por ello, en el presente trabajo nos planteamos medir la tasa de detección de COMs en el cúmulo de protoestrellas OMC-1S de la nube Orion A, con el interferómetro milimétrico Atacama Large Milimeter/submillimeter Array (ALMA). Este interferómetro permite medir, por su alta resolución angular, la tasa de detección sin problemas de dilución y, a su vez, constituye el interferómetro con mayor sensibilidad, por lo que es el instrumento ideal para llevar a cabo este estudio. Se mostrará cómo el estudio de este cúmulo de protoestrellas con ALMA permite pasar de una tasa de detección de COMs del 14% (con interferómetros pre-ALMA) a una tasa de detección de aproximadamente el 40%, lo que sugiere que las COMs en discos protoplanetarios podrían ser mucho más frecuentes de lo que se pensaba en un inicio.

Diferentes anchos de filamentos moleculares como trazadores de acreción en los filamentos

La naturaleza filamentaria de nubes moleculares está claramente establecida en la literatura astronómica. En este trabajo exploramos cómo los anchos de estos filamentos densos, cuando se miden utilizando diferentes especies moleculares, pueden cambiar como consecuencia de la acreción de gas hacia el filamento. A medida que una parcela de gas cae al filamento experimentará valores cambiantes de densidad, temperatura y extinción. La tasa a la que cambia este entorno afectará de manera diferente la abundancia de diferentes especies moleculares. Así, una molécula que se forma rápidamente reflejará mejor las condiciones físicas locales que experimenta la parcela de gas que una molécula que se forma más lentamente. Dado que estas diferencias dependen de cómo comparen las respectivas escalas de tiempo, las diferencias en las distribuciones moleculares deberían reflejar la rapidez con que cambia el entorno, es decir, la tasa de acreción hacia el filamento. Encontramos que los anchos de filamento medidos a partir de abundancias para C$_2$H, CO, CN, CS y C$_3$H$_2$ son los más sensibles a este efecto, siendo también esas moléculas las que muestran una distribución más ancha. Por el contrario, moléculas como N$_2$H$_+$, NH$_3$, H$_2$CO, HNC o CH$_3$OH no son tan sensibles a la acreción y presentan los anchos más estrechos. Proponemos que cocientes de anchos de filamento medidos con diferentes trazadores podrían ser una herramienta útil para estimar la tasa de acreción al filamento.

Explorando las propiedades del polvo en el de HL Tau y TW Hya

Modelamos los perfiles radiales milimétricos de ALMA y Very Large Array (VLA) del disco alrededor de HL Tau y TW Hya para restringir las propiedades de los granos de polvo. Adoptamos los modelos evolutivos de disco de Lynden-Bell & Pringle en el caso de HL Tau y nuestro modelo magnetizado para TW Hya, para calcular su estructura de temperatura y densidad y emisión. Estos discos son calentados por la viscosidad interna e irradiados por la estrella central y, en algunos casos, por una envoltura cálida. Se considera que el polvo presenta una distribución de tamaño de la forma $n(a) da \sim a^{-3.5} da$, y variación del tamaño máximo $a_{\rm max}$ de los granos en la atmósfera y el plano medio del disco. Estos modelos incluyen el asentamiento vertical de polvo y variación radial de la razón de masa de polvo a gas $\xi_{\rm ISM}$ del medio interestelar. En el caso de HL Tau encontramos que los modelos que mejor se ajustan a las observaciones milimétricas tienen una atmósfera con un tamaño de grano máximo $a_{\rm max}$ = 100 $\mu$m, y un plano medio con un $a_{\rm max}$ = 1 cm. La emisión asociada a las sub-estructuras presente en ambos objetos observados puede deberse a diferencias locales en las propiedades del polvo. Encontramos que los perfiles de emisión, en especifico las sub-estructuras, pueden reproducirse al incorporar diferentes tamaños $a_{\rm max}$ del polvo en la atmósfera y plano medio junto con variaciones radiales de la masa de polvo $\xi_{ISM}$. Encontramos que los perfiles de emisión de HL Tau son mejor reproducidos por modelos con un déficit de polvo en los huecos, aunque también es posible un efecto combinado.

The role of the magnetic field in the formation of stellar clusters

Theoretical and numerical works clearly indicate that a strong magnetic field should suppress fragmentation in massive dense cores, the stellar cluster precursors. However, this has never been tested observationally in a relatively large sample of fragmenting massive dense cores. Here we present the polarization data obtained with the Submillimeter Array Legacy Survey of Zhang et al. to build a sample of 18 massive dense cores where both fragmentation and magnetic field properties were studied in a uniform way. We measured the fragmentation level within the field of view common to all regions, of ∼ 0.15 pc, with a mass sensitivity of about 0.5 Msun, and a spatial resolution of ∼ 1000 AU. On the other hand, the magnetic field strength was estimated using different methods for which the dispersion of the polarization position angles, the velocity dispersion of the H13CO+(4–3) gas, and the density of each core, all averaged within 0.15 pc, where measured. For the first time, a tentative correlation was found between the fragmentation level and the mass-to-magnetic flux ratio, as predicted by numerical and theoretical works. This suggests that the magnetic field could play an important role in the fragmentation process of stellar cluster precursors, and prompts to carry out further projects using larger samples and more sensitive arrays.

Frentes de sublimación de polvo curvados en discos alrededor de estrellas T Tauri: geometría y emisión

Los discos protoplanetarios alrededor de estrellas jóvenes son los lugares donde ocurre la formación de planetas. Aunque gracias al interferómetro ALMA se han obtenido imágenes resueltas de varios discos en longitudes de onda milimétricas, la zona del disco más cercana a la estrella ($\lesssim 1$ au) no se puede resolver. El estudio de estas regiones, que son las más calientes y densas de los discos, es fundamental para explicar la formación de los planetas del Sistema Solar, y también debido a la gran cantidad de exoplanetas orbitando a estas distancias de su estrella central. Muy cerca de la estrella, el polvo del disco se sublima por las altas temperaturas formando un frente de sublimación, también conocido como "la pared" de polvo del disco. Esta pared está irradiada directamente por la estrella central, por lo que su emisión domina la distribución espectral de energía (SED) en el cercano y mediano infrarrojo. En la actualidad, las SEDs son la herramientas más útiles para estudiar las propiedades de la pared con mucho detalle. Sin embargo no existen trabajos que determinen en detalle la forma de la pared y su emisión En este trabajo presentamos un modelo físico para frentes de sublimación curvados en estrellas T Tauri. Usamos los modelos de discos irradiados de D' Alessio et al. (1998, 1999, 2001, 2005, 2006) para encontrar la geometría y ubicación de la pared, dado un modelo. Nuestro trabajo toma en cuenta la dependencia de la temperatura de sublimación con la densidad. Encontramos que la pared tiene geometría curva, y que se extiende radialmente hasta $\sim 0.1$ y $0.6$ au, para discos con estrellas de $0.5$ $M_{\odot}$ y 2 $M_{\odot}$, respectivamente. Calculamos las SEDs de discos con parámetros típicos de estrellas T Tauri, y exploramos los efectos que estas paredes curvadas producen en las SEDs. Finalmente contrastamos nuestros resultados con modelos previos de paredes verticales.

Simulaciones numéricas de la gran erupción de Eta Carinae I. Revisando un escenario explosiv0

Presentamos nuevas simulaciones numéricas de la erupción mayor de Eta Car en 1890, la cual resultó en la formación de la nebulosa bipolar conocida como el gran Homunculus. En nuestros modelos hemos incluido la componente de alta velocidad de 10000 km/s que ha sido detectada en observaciones recientes, proporcionando evidencia directa de un evento explosivo. En este trabajo, investigamos si tal evento explosivo puede explicar la forma y la evolución dinámica de la nebulosa de Eta Car. Nuestros modelos muestran que tal escenario no logran explicar sus propiedades físicas observadas ni su expansión. Sin embargo, mostramos que una explosión con una velocidad intermedia de 1000 km/s reproduce la morfología y la edad cinemática de la nebulosa.

Simulated observations of star formation regions : evolution of the infrared properties of globally collapsing clouds

We present post-processing synthetic observations, using the radiative transfer code SKIRT, of a radiation-magneto-hydrodynamical simulation of a molecular cloud with star formation and ionization feedback. We produced synthetic observations at far-IR wavelengths (Spitzer and Herschel observatories) for different evolutional steps of the cloud. The synthetic photometry is then analyzed following observational methodologies to derive the physical parameters of the cloud, such as mass and temperature, and then compare with the intrinsic properties from the hydrodynamic simulation. We found that there is a significant fraction of dust mass (~45% of the total) at low temperatures (< 15 K) that do not make a notable contribution to the spectral energy distribution (SED) from 70 to 500 microns. Such cold gas would not be recovered in far-IR observations. Also, we calculated spatially-resolved maps of mass (column) and temperature from our synthetic observations. Additionally, the probability density function (N-PDF) is calculated for the intrinsic hydrodynamic simulation map of column density and compared with the one calculated from the column density map obtained by the pix-to-pix fit from the synthetic observation. We also estimated the cloud star formation rate (SFR) using extragalactic calibrations based on monochromatic luminosities at 24 and 70 microns, and using the total far-IR luminosity. We found that such calibrations give SFRs one dex smaller than the intrinsic SFR from the simulation, but that they match within a factor of ~2 when the intrinsic SFRs are averaged over periods of ~ 100 Myr.

Survival of the fittest: numerical modeling of supernova 2014c

Initially classified as a supernova type Ib, $\sim$ 100 days after the explosion \object{SN\,2014C} made a transition to a SN type II, presenting a gradual increase in the H${\alpha}$ emission. This has been interpreted as evidence of interaction between the supernova shock wave and a massive shell previously ejected from the progenitor star. In this paper, we present numerical simulations of the propagation of the SN shock through the progenitor star and its wind, as well as the interaction of the SN ejecta with the massive shell. To determine with high precision the structure and location of the shell, we couple a genetic algorithm to a hydrodynamic and a bremsstrahlung radiation transfer code. We iteratively modify the density stratification and location of the shell by minimizing the variance between X-ray observations and synthetic predictions computed from the numerical model, allowing the shell structure to be completely arbitrary. By assuming spherical symmetry, we found that our best-fit model has a shell mass of 2.6 M$_\odot$, extends from 1.6 $\times 10^{16}$ cm to $1.87 \times 10^{17}$ cm, implying that it was ejected $\sim 60/(v_w/100 {\rm \; km \; s^{-1}})$ yrs before the SN explosion, and has a density stratification with an average behavior $\sim r^{-3}$ but presenting density fluctuations larger than one order of magnitude. Finally, we predict that, if the density stratification follows the same power-law behaviour, the SN will break out from the shell by mid 2022, i.e. 8.5 years after explosion.

M 1-67 y RCW 58: Polvo en el entorno de estrellas WNh tardías como firma de evolución estelar

Algunas estrellas Wolf-Rayet WNh tipo tardías están rodeadas por nebulosas irregulares o grumosas, lo cual sugiere un origen basado en episodios de eyecciones violentas de masa. Las propiedades del material nebular pueden ser usadas para inferir el historial de la pérdida de masa de estrellas masivas en sus etapas tardías de su evolución. Usamos observaciones fotométricas de WISE, Spitzer y Herschel para construir las distribuciones de energía (SED’s por sus siglas en inglés) de las nebulosas M 1-67 y RCW 58, las cuales rodean estrellas WN8h. Modelando con el código de síntesis espectral Cloudy, reproducimos en ambos casos la SED infrarroja y las propiedades del gas fotoionizado mediante una cáscara con dos poblaciones de granos de polvo y con una razón alta de polvo-a-gas. El tamaño más grande de polvo, de 0.9 micras, y la distribución del material nebular sugiere una misma historia de formación de polvo eruptiva. La evolución de una Envolvente Común (EC) puede resultar en la eyección de la EC y una binaria compacta. Nosotros proponemos qué M 1-67 y RCW 58 podrían representar la primera evidencia observacional de un escenario post-EC en estrellas masivas.

Evolución del flujo de la estrella tipo water fountain IRAS 18043$-$2116

Las estrellas tipo water fountains (WFs) en su mayoría se encuentran en la fase de post-AGB y probablemente tienen masas iniciales bajas $\lesssim$ 4 M$_{\odot}$. Presentan máseres de H$_2$O trazando flujos colimados de muy alta velocidad. Las WFs representan una de las primeras manifestaciones de pérdida de masa colimada en estrellas evolucionadas, por lo que podrían ser clave para entender el mecanismo de formación de las nebulosas planetarias. En este trabajo, presentamos los resultados de un proyecto internacional para el monitoreo de estrellas tipo WFs. En particular, analizamos la evolución espectral y espacial de los máseres de H$_2$O asociados a IRAS 18043$-$2116 observada con el telescopio de 45m en Nobeyama y el Australia Telescope Compact Array. Dichas observaciones se realizaron en varias épocas a lo largo de $\sim$2.25 años con una cadencia de 2 meses aproximadamente.

Mapas de Emisión Polarizada de Nebulosas Planetarias

Se presentan mapas de polarización lineal de un conjunto de Nebulosas Planetarias observadas en bandas del cercano infrarrojo (J, H, y K) con POLICAN+CANICA. Las observaciones se realizaron en el telescopio de 2m del Observatorio Astrofísico Guillermo Haro de Cananea Sonora. Una descripción general del conjunto de nebulosas planetarias, muestra un grado porcentual de polarización de unas pocas decenas, y una distribución esencialmente circunsimétrica del ángulo de polarización lineal observado. Esta distribución angular y grado de la polarización, concuerda con modelos por dispersión del polvo del medio circunestelar. Un análisis comparativo entre parámetros físicos y los parámetros de polarización, hecho por subcategorias (pos AGB, pre-planetaria y planetaria); muestra en general baja correlación. Sin embargo, algunos de los objetos observados presentan detalles peculiares que se analizarán.

“SONDA SOLAR PARKER - importancia-actualización-2022”. Manuel Alvarez

La Sonda Solar PARKER, lanzada el 12 de agosto de 2018, está en órbita entre la distancia de la órbita de Venus y el Sol. Se tienen programados 24 perihelios y 7 “acercamientos” con el planeta Venus para frenar su velocidad de modo que en sucesivas trayectorias, la Sonda Parker se acerque mas a la superficie del Sol, hasta alcanzar la mínima distancia de 9.8 Rs en junio de 2025. En sus primeros perihelios, la sonda solar se acercó a 35.6 radios solares (Rs); en los siguientes perihelios se irá acercando a la superficie solar hasta alcanzar en su órbita 24 en junio de 2025, la distancia 9.8 Rs de su superficie. Los experimentos propuestos, tienen como finalidad estudiar “in situ” el plasma que integra la Corona Solar (atmósfera exterior) y determinar las condiciones imperantes en esa “tenue” atmósfera. • Los principales asuntos que deseamos comprender está el “calentamiento” de la atmósfera, la superficie del Sol tiene una temperatura de 5,500º C, • unos pocos miles de kilómetros arriba, existe otra región solar con densidad baja, cuya temperatura de ionización, supera el millón de grados Kelvin. • Además, se desea conocer el mecanismo para acelerar al plasma del “viento solar supersónico” que sale de la superficie del Sol al espacio interplanetario. • Hablaremos de los principales resultados obtenidos con los “grupos de experimentos” a bordo de la Sonda Parker. • Aún quedan muchas preguntas que puedan ser consideradas durante los siguientes pasos de la Sonda Parker en el medio interplanetario y sus acercamientos a la superficie del Sol. • La propuesta de la Sonda Solar Parker sigue siendo de fundamental importancia y los resultados que se han obtenido han permitido comprender algunos de los mecanismos físicos de relevancia sobre la generación de los fenómenos observados en esta extensa región de la atmósfera solar.

Evaluación de las capacidades de MAJIS/JUICE para el estudio de la atmósfera de Júpiter en base a la caracterización de sus detectores VIS-NIR

MAJIS ($\textit{Moons And Jupiter Imaging Spectrometer}$) es uno de los instrumentos clave a bordo de la próxima misión especial a Júpiter JUICE ($\textit{Jupiter ICy Moons Explorer}$). MAJIS es un espectrógrafo con la capacidad de brindar imágenes hiperespectrales en dos rangos: visible e infrarrojo cercano (VIS-NIR) de 0.5$\mu$m a 2.35$\mu$m, e infrarrojo (IR) de 2.25$\mu$m a 5.54$\mu$m. A pesar de que la atmósfera de Júpiter ha sido ampliamente estudiada, todavía existen muchas incógnitas, tales como los procesos químicos que ocasionan la coloración de las nubes, o las propiedades físicas de los aerosoles más profundos. Se espera que MAJIS ofrezca mayor información sobre la composición, estructura, dinámica y evolución de la atmósfera de Júpiter, así como la caracterización de los aerosoles que se relaciona principalmente con el rango VIS-NIR. Por lo tanto, es de nuestro interés evaluar las capacidades que MAJIS proporcionará para cumplir con dichos objetivos científicos. Para esto, es necesario conocer el desempeño de sus detectores y simular diferentes observaciones. Los detectores VIS-NIR de MAJIS fueron caracterizados en el Real Instituto de Aeronomía Espacial de Bélgica en 2020 y actualmente se lleva a cabo el análisis de las imágenes obtenidas. Por otro lado, es necesario contar con un modelo de Transferencia Radiativa (TR) en el que se pueda analizar el comportamiento de la luz a través de la atmósfera de Júpiter en el rango espectral de interés. ASIMUT-ALVL es un código TR ampliamente utilizado en el estudio de las atmósferas de Venus y Marte, que recientemente se ha actualizado para incluir el estudio de la atmósfera de Júpiter. En este trabajo se abordará el instrumento desarrollado para la caracterización de los detectores, el modelo de transferencia radiativa utilizado, y las simulaciones preliminares obtenidas a raíz de este trabajo de investigación.

México bajo la sombra de la Luna: rumbo a los eclipses solares de 2023 y 2024

En los dos años siguientes, dos eclipses solares serán visibles desde territorio mexicano, uno anular, el 14 de octubre de 2023 y otro total, el 8 de abril de 2024. A finales de 2020 se reunieron representantes de diversas instituciones de investigación astronómica, universidades, sociedades astronómicas, planetarios, distribuidores de telescopios y organizaciones de la sociedad civil, para conformar el Comité Nacional de Eclipses México. El objetivo principal del Comité es que el público en general pueda observarlos y disfrutarlos con todas las medidas de seguridad, pero también se debe aprovechar que estos dos eclipses son una gran oportunidad para acercar el conocimiento científico a los más jóvenes y de esta manera despertarles vocaciones científicas. En este trabajo les presentamos detalles de los eclipses, así como las actividades de cada uno de los grupos de trabajo, entre los que se han distribuido las diversas tareas, a los que, nuevamente, les invitamos a sumarse.

Caracterización Holística de Cúmulos Estelares Jóvenes

La fase de pre-secuencia principal de la evolución estelar aún no se puede caracterizar con la precisión que podemos hacerlo para poblaciones estelares evolucionadas (e.g. poblaciones estelares simples). Las estrellas jóvenes son fuertemente variables, están muchas veces aún embebidas en el gas que se formaron, y en muchos casos asociar la membresía de una fuente a una región de formación estelar o un grupo estelar joven no es trivial. Haremos un recuento de nuestro trabajo en este problema, cuya muestra guía consiste en una muestra de varios miles de fuentes observadas con los espectrógrafos APOGEE de las fases IV y V del Sloan Digital Sky Survey. Particularmente mostraremos cómo la precisión en la determinación de parámetros espectroscópicos, físicos y cinemáticos de las estrellas jóvenes depende por un lado de las propiedades intrínsecas de las fuentes (e.g. tipo espectral), de la porción del espectro electromagnético que se use, y por otro lado de la precisión con la que podemos actualmente ajustar modelos de atmósferas estelares, determinar distancias (Gaia no es tan preciso en regiones con alta extinción) o determinar la presencia de material circumestelar. Mostraremos una comparación de resultados obtenidos con métodos del SDSS y el código multiparamétrico TONALLI, desarrollado en el IAUNAM Ensenada (Adame et al.), asi como nuestros primeros pasos hacia una caracterización de las abundancias químicas precisas en miembros de regiones de formación estelar cercanas.

Determinación de parámetros estelares en objetos estelares jóvenes

Los objetos estelares jóvenes (YSOs por sus siglas en inglés) se encuentran en las etapas tempranas de su evolución, la llamada fase de pre-secuencia principal (FPSP). El entendimiento y caracterización de esta etapa es fundamental para mejorar nuestro conocimiento acerca de la formación y evolución estelar. La caracterización de la FPSP consta del análisis y determinación de parámetros estelares, entre otros, la temperatura efectiva, gravedad superficial, velocidad de rotación, y la composición química. Desafortunadamente, la determinación de parámetros estelares es una tarea complicada debido a la naturaleza variable de los YSOs, a las deficiencias de los modelos teóricos para reproducir las observaciones, y a la falta de muestras extensas de YSOs observados. En los últimos años, el sondeo Sloan Digital Sky Survey (SDSS) a través del programa APOGEE-2, ha logrado obtener miles de espectros infrarrojos de alta resolución espectral (R = 22,500) en diferentes regiones de formación estelar, lo cual nos brinda, por primera vez, la posibilidad de caracterizar de manera homogénea la FPSP. En esta plática presentaré la determinación de parámetros estelares en YSOs a través de espectros infrarrojos de APOGEE-2 y el código Tonalli. Me enfocaré en una muestra de YSOs de baja masa (tipo espectral K0-M5) localizados en la región de Tauro-Auriga. Compararé dichos parámetros con valores determinados previamente y discutiré las principales diferencias y similitudes.

Estudio de las estrellas más masivas en la era del telescopio espacial Webb

Las estrellas masivas tienen masas mayores o iguales a aproximadamente 10 veces la masa de nuestro Sol. Pueden llegar a ser tan luminosas como cien mil o un millón de veces la luminosidad del sol. Gracias a esto, las estrellas muy masivas se pueden observar a grandes distancias. Conjuntos de estas estrellas se pueden observar inclusive a distancias correspondientes a la época del Universo en la que se formaron las primeras estrellas y galaxias. Las estrellas masivas son de gran relevancia para el ser humano porque que produjeron elementos químicos que son clave para nuestra existencia. Por otro lado, sus vientos y explosiones tipo supernova tienen un gran impacto en la evolución de las galaxias. Dada su importancia para el ser humano y la astrofísica, conjuntos de estas estrellas serán estudiados por el telescopio espacial Webb (JWST) y futuros grandes telescopios terrestres. En esta plática hablaré sobre el trabajo que hemos realizado junto con colaboradores nacionales e internacionales para entender mejor a estas estrellas y su evolución. Así, mismo, hablaré sobre algunas de las cosas importantes que esperamos encontrar respecto a estos objetos, utilizando nuevos modelos y futuras observaciones con el JWST y otros telescopios.

Estimación de Parámetros Fundamentales de Estrellas Tipo O Utilizando Redes Neuronales Recurrentes

En este trabajo se propone la implementación de un sistema de redes neuronales recurrentes para estimar temperatura efectiva, gravedad superficial y luminosidad en estrellas tipo O. Los resultados presentados forman parte de un proyecto doctoral cuyo objetivo final es el desarrollo de un sistema capaz de ajustar automáticamente modelos de espectros estelares y determinar los parámetros físicos fundamentales de estrellas observadas. En estudios previos, se estableció la mejor manera de ajustar un modelo estelar utilizando diferentes modelos de aprendizaje automático y dos métodos principales: la clasificación de los modelos de espectros estelares y la estimación de los parámetros físicos en una rutina de regresión bajo la caracterización de espectros estelares utilizando la medición de anchos equivalentes. De acuerdo a esto, se presentan los resultados de la implementación de un conjunto de redes neuronales recurrentes entrenadas con una base de datos de modelos de espectros estelares y predicciones sobre espectros observados de estrellas tipo O. Además, mostramos la implementación de perfiles de líneas de absorción y emisión en el proceso de entrenamiento de las redes.

Tonalli: caracterizando estrellas jóvenes con un algoritmo genético asexual

En este trabajo presentamos tonalli, un código implementado en Python, el cual emplea un algoritmo genético asexual exitoso (AGA, Cantó et al 2009) para encontrar el modelo de mejor ajuste, y por lo tanto, los parámetros físicos, de espectros estelares en la banda H del cercano infrarrojo observados con APOGEE (Apache Point Observatory Galactic Evolution Experiment, Majewski et al 2017). Los espectros observados son comparados de manera aleatoria y eficiente contra una biblioteca de espectros sintéticos (a elegir: MARCS, Phoenix, SpecModels, BT-NextGen) que son interpolados internamente. Esto diferencia a tonalli de códigos como ASPCAP o IN-SYNC, los cuales adoptan una única biblioteca sintética (MARCS y Phoenix, respectivamente) para realizar el ajuste de los espectros observados. Nuestro código tonalli resuelve el problema de optimización al minimizar la figura de mérito $\chi^2$, que es una medida de la aptitud de los espectros que son interpolados para ajustar el espectro observado. Una vez que se encuentra el espectro interpolado sintético con la menor $\chi^2$, los parámetros estelares, así como los intervalos de confianza, son obtenidos. Encontramos que los valores estelares obtenidos con tonalli (como la metalicidad, la abundancia de elementos alfa, el logaritmo de la gravedad superficial y la temperatura efectiva de la estrella, así como su velocidades rotacional y radial) dependen de la biblioteca de espectros sintéticos adoptada para realizar la comparación. Nuestra herramienta no solo permite establecer intervalos de temperatura-gravedad superficial donde las bibliotecas tienen concordancias (que pueden tener una dependencia adicional en la edad estelar), sino además, develar dónde es posible adecuar las bibliotecas de espectros sintéticos a relaciones empíricas obtenidas por observaciones tanto en el infrarrojo como en otros intervalos del espectro electromagnético.

Investigando el origen de los estallidos en binarias de enanas blancas

Las binarias de enanas blancas con periodos ultracortos o AM CVns tienen órbitas de menos de 70 min. Debido a sus órbitas ultracompactas son fuentes importantes de ondas gravitacionales de baja frecuencia y son excelentes laboratorios para estudiar el proceso de transferencia de masa en condiciones extremas. Una fracción de estas binarias muestran estallidos. Sin embargo, los procesos que dan lugar a esos eventos no son claros. En esta charla, discutiré lo que sabemos sobre la acreción en AM CVns, incluyendo observaciones recientes que desafían a los modelos tradicionales, revelando así la existencia de otros procesos de transferencia. También enfatizaré la importancia de cuantificar la influencia de esos procesos recientemente descubiertos no sólo en la evolución de AM CVns, sino también en la tasa de detección de estas binarias con observatorios espaciales de ondas gravitacionales tales como LISA.

MEGASTAR, the stellar spectral library of MEGARA at GTC

MEGASTAR is the high resolution MEGARA-GTC stellar library spectra, observed with R ~20000 in the spectral intervals 6420–6790Å and 8370–8885 Å, centered in the Hα and CaT, respectively. MEGASTAR was born as a necessity of MEGARA and GTC for having an empirical stellar library to interpret the observations obtained with MEGARA of more complex systems such as star clusters and galaxies. We will use the atlas to predict the propertires of single stellar populations based on the evolutionary synthesis models HR-py-PopStar. The first release was published in 2021. I will report the work in progress on the determination of the stellar parameters, namely effective temperature, surface gravity and metallicity for about 350 stars cooler than B3 with the normalized spectra to the continuum, the new observations, and the planned second release to become public before the end of 2022. MEGASTAR is a legacy project for the community, and its data and products are available through a public webpage.

Dos décadas de estudios infrarrojos detallados de regiones galácticas de formación estelar de mediana y alta masa

Se presenta una compilación de los resultados de un programa de largo plazo consistente en estudios observacionales infrarrojos detallados de regiones de formación estelar reciente de mediana y alta masa sujetos a varios ambiente de nuestra galaxia. Se especifican las propiedades físicas de las poblaciones (proto)estelares embebidas que fueron derivadas para algunas docenas de regiones específicas. Se incluyen subregiones de complejos moleculares gigantes (como NGC 6334 y NGC 3372), así como regiones menos masivas en relativo aislamiento. Se discuten las dispersiones de edades dentro de estas regiones y su origen, como la formación estelar secuencial.

La orientación calendárico-astronómica de dos marcadores teotihuacanos del sitio de petroglifos “Presa de la Luz”, en el municipio de Jesús María, Jalisco, México

En los alrededores de la presa de La Luz se han localizado más de 600 petrograbados y por lo menos 13 “cruces punteadas” (Esparza y Rodríguez, 2018). Sin embargo, nuestro análisis se enfocará en los marcadores PL 3 y PL 4 que se encuentran labrados en la orilla norte de la presa. Ambas “cruces punteadas” están conformadas por dos semicírculos concéntricos divididos por cuatro brazos. El análisis de la orientación astronómica del marcador PL 3 nos arrojó alineaciones solares para los brazos oriente (30 de marzo y 12 de septiembre) y poniente (5 de marzo y 7 de octubre). Éstas últimas muy cercanas a la familia del 73. Mientras que los brazos del marcador PL 4 señalan fechas astronómicas, equinoccios de primavera y otoño para el brazo poniente, y alineaciones solares (27 de marzo y 14 de septiembre) para el brazo oriente. Este último par de fechas están relacionadas con una cuenta lunar de seis meses o 177 días. Palabras clave: Mesoamérica, Altos de Jalisco, Cruces Punteadas, Arqueoastronomía, Calendario.

GRB 191016A: The onset of the forward shock and evidence of late energy injection

We present optical and near-infrared photometric observations of GRB 191016 with the COATLI, DDOTI and RATIR ground based telescopes over the first three nights. We present the temporal evolution of the optical afterglow and describe 5 different stages that were not completely characterized in previous works, mainly due to scarcity of data points to accurately fit the different components of the optical emission. After the end of the prompt gamma-ray emission, we observed the afterglow rise slowly in the optical and near-infrared (NIR) wavelengths and peak at around T + 1450 s in all filters. This was followed by an early decay, a clear plateau from T + 5000 s to T + 11000 s, and then a regular late decay. We also present evidence of the jet break at later times, with a temporal index in good agreement with the temporal slope obtained from X-ray observations. Although many of the features observed in the optical light curves of GRBs are usually well explained by a reverse shock (RS) or forward shock (FS), the shallowness of the optical rise and enhanced peak emission in the GRB191016A afterglow is not well-fitted by only a FS or a RS. We propose a theoretical model which considers both of these components and combines an evolving FS with a later embedded RS and a subsequent late energy injection from the central engine activity. We use this model to successfully explain the temporal evolution of the light curves and discuss its implications on the fireball properties.

Vientos de cúmulos estelares con distribución de masa tipo Schuster: Solución radiativa no estacionaria

Mediante simulaciones numéricas en tres dimensiones, se presenta la solución hidrodinámica no estacionaria del viento de cúmulos estelares con perfil de densidad estelar tipo Schuster. Se describen las propiedades del viento y su posible efecto en el medio circundante. También se analiza el impacto del calentamiento, debido a rayos cósmicos, en los filamentos y núcleos frios (<100 K) producidos por el enfriamiento catastrófico.

Modulaciones de largo periodo en la curva de luz de variables cataclísmicas provocadas por un tercer cuerpo

Algunas variables cataclísmicas (VCs) exhiben un período fotométrico muy largo (VLPP), esto comparado con su periodo orbital. En este trabajo estimamos las características de un tercer cuerpo hipotético, orbitando al sistema binario inicialmente en una órbita plana-circular, al reproducir numéricamente el VLPP observado en cuatro CVs: LU Camelopardalis (LU Cam), QZ Serpentis (QZ Ser), V1007 Herculis ( V1007 Ella) y BK Lyncis (BK Lyn). Los parámetros principales de las binarias, necesarios para este trabajo (masa, radio, temperatura, etc.), se estimaron en base a su período orbital. También calculamos el semi eje mayor más pequeño permitido antes de que la órbita del tercer cuerpo se vuelva inestable. Finalmente, estimamos el efecto de las perturbaciones seculares de este tercer cuerpo hipotético en la tasa de transferencia de masa de dichas CVs. La amplitud de la variabilidad fotométrica observada y la calculada es comparable. La masa del tercer cuerpo que satisface todas las restricciones oscila entre 0.63 y 97 masas de Júpiter.

Análisis de distancias a nebulosas planetarias

Un problema importante en la astronomía es la estimación de distancias a nebulosas planetarias (NPs). Requerimos de distancias fiables, ya que de estas depende mucha de la información que obtenemos de las NPs. Existen diversos métodos para estimar distancias, unos que utilizan algún parámetro medible de la NP para calcularlas usando métodos estadísticos y otros que miden directamente la distancia. Los paralajes obtenidos con GAIA pertenecen al segundo grupo. Hasta ahora se conocen los paralajes para un centenar de NPs. En principio, las distancias obtenidas con estos paralajes son más precisas que las calculadas a partir de parámetros nebulares. Sin embargo, pueden surgir problemas en muchos objetos por una mala identificación de la estrella central o por las grandes incertidumbres asociadas a errores grandes en el paralaje. El objetivo de este trabajo es obtener la mejor estimación posible de distancia para una muestra de NPs, ya sea obtenida con el paralaje o a partir de un método estadístico, y calcular una incertidumbre confiable para cada una de estas distancias. Presentamos los resultados para una muestra de más de 2400 NPs.

Formación de los elementos químicos en el universo temprano

El presente trabajo busca presentar un estudio reciente de los fundamentos tanto físicos como químicos durante los procesos en los cuales se formaron los átomos más ligeros de la tabla periódica y a su vez la investigación de las simetrías implicadas en durante esta etapa en los primeros instantes de nuestro universo. En el campo de la química es un tema que se limita a estudiar sistemas simples y escalas de energía fuera del régimen del área de estudio, sin embargo, las investigaciones actuales buscan encontrar una conexión entre lo fundamental a escalas del átomo con la formación de elementos químicos. Nosotros planteamos la suposición de que una pieza clave se relaciona con la ausencia de simetría entre la materia y la antimateria en nuestro universo actual. Esto motiva a estudiar simetrías en un universo temprano y la causa por la cual no están presentes actualmente.

El origen de los efectos de alineamiento de las estructuras cómicas: Primordial vs Evolutivo

Diversos tipos de alineamiento de galaxias en cúmulos y de cúmulos en filamentos se han detectado y confirmado entre 3 $h^{-1}$ y 80 $h^{-1}$ Mpc, en una gran cantidad de estructuras y ambientes físicos. Su origen evolutivo se ha explorado a través de fuerzas de marea, o bien como una característica del campo primordial de fluctuaciones. Este trabajo tiene dos objetivos; i) compilar, analizar y contrastar los resultados observacionales mas recientes obtenidos con el HST, SDSS, y las colaboraciones CLASH-VLT, y MANGA, con los resultados arrojados por las simulaciones cosmológicas mas poderosas como Illustris, BOSS, Horizon-AGN, MassiveBlackIII y EAGLE cosmo-OWL. También incluimos las predicciones teóricas provenientes del estudio del campo Gaussiano de fluctuaciones, y ii) mostraremos que mecanismo de tocas de marea y fricción dinámica podría marginalmente explicar algunos de estos efectos de alineamiento, por lo que nuestros resultados se establecen como un argumento más a favor de un origen primordial.

Simulación de colisión de galaxias con Gadget-4

Se realiza un análisis comparativo de sistemas cosmológicos a través del uso de la paquetería de Gadget4, en un proceso de colisión de galaxias y la tasa de formación de cuerpos estelares con respecto al tiempo de simulación para diferentes parámetros o condiciones iniciales.

Simulaciones rápidas para sfdm y formación de estructuras

En este trabajo, exploramos la formación de la estructura del Universo utilizando un modo de materia oscura de campo escalar (SFDM). El modelo SFDM propone que la materia oscura es una partícula de bosón muy ligera con una masa de alrededor de $10^{-22 }eV$, que se acopla a otras partículas solo gravitacionalmente. Este modelo tiene un corte natural en su espectro de potencia de masa lineal que se traduce en la supresión de la estructura a pequeña escala; esta característica puede abrir la posibilidad de distinguirlo de LCDM. Implementamos el modelo en un código híbrido que usa la teoría 2LPT para escalas grandes y un cuerpo N para escalas pequeñas. Para el análisis, usamos el espectro de potencia de masa como observable para hacer una comparación entre los modelos LCDM y SFDM, así como un análisis de la función de masa de halos.

Un modelo de fuerza entrópica de Fokker-Planck para el problema de rotación de galaxias

Investigamos la posible naturaleza entrópica de la fuerza responsable de la discrepancia entre las curvas de rotación galácticas observadas y las esperadas a partir de la distribución de la materia visible en la galaxia. Abordamos un caso concreto derivado de una solución simple de la ecuación de Fokker-Planck y utilizamos la base de datos Spitzer Photometry and Accurate Rotation Curves (SPARC) para estudiar la idoneidad del modelo propuesto. Los resultados muestran una mayor compatibilidad entre las observaciones y el modelo aquí propuesto en comparación con el popular perfil de materia oscura NFW. Además, mostramos que existen correlaciones entre uno de los parámetros del modelo propuesto con propiedades de las galaxias.

Determinación de la banda de inestabilidad mediante los metaíndices de Strömgren

A partir de la fotometría fotoeléctrica de Strömgren adquirida en el Observatorio Astronómico Nacional de San Pedro Mártir de estrellas Delta Scuti, RR de Lira y Cefeidas, caracterizamos la región poblada por estrellas pulsantes, es decir, la banda de inestabilidad en los planos formados por los metaíndices de Strömgren (SM1,SM2, SM3) definidos por Dalle Mese, G. et al. 2020, que separan las estrellas enanas de las gigantes, lo cual permite conocer la clase de luminosidad.

Caracterización de la población estelar joven en la región Cygnus-X

A partir de datos de espectroscopía infrarroja obtenidos como parte del sondeo SDSS APOGEE-2, se obtuvieron parámetros físicos (temperatura efectiva, gravedad superficial, abundancia química promedio y velocidades radiales) para un conjunto de varios cientos de estrellas en la región de formación estelar Cygnus-X. Mediante datos de astrometría de precisión obtenidos con el Observatorio espacial Gaia, calculamos propiedades cinemáticas (vector de velocidad) de las fuentes. Mediante datos de fotometría óptica e infrarroja de las misiones Gaia y 2MASS, y mediante el uso de modelos de evolución estelar de pre-secuencia y secuencia principal, se estimaron parámetros físicos (luminosidad relativa, masa y edad) para un porcentaje mayoritario de las estrellas en la muestra. Finalmente, usando un mapa de emisión de línea en ondas milimétricas ($^{13}$CO(1-0) a 110.21 GHz) se realizó un análisis comparativo de la cinemática del gas del complejo molecular de Cygnus-X y de las estrellas observadas en la muestra espectroscópica.

Estudio Físico de la Nebulosa Planetaria IC 972

Se realizó un estudio espectroscópico completo de la Nebulosa Planetaria IC 972 utilizando observaciones obtenidas con el telescopio de 2.1m del Observatorio Astronómico Nacional en la Sierra de San Pedro Mártir (OAN-SPM). En este trabajo presentamos los datos ya procesados y modelados. En la primera parte del trabajo se utilizaron espectros de alta dispersión obtenidos con el espectrógrafo Mezcal (MES), y se presenta un modelado tridimensional utilizando el software SHAPE (Steffen et al. 2011), con la finalidad de obtener la estructura morfocinemática de la Nebulosa. En la segunda parte se hizo uso de espectros de baja dispersión (espectrógrafo Boller & Chivens). El cálculo de parámetros físicos y abundancias se realizó con el software ANNEB (Olguín et al. 2011). Se presenta el estudio completo así como una propuesta de formación de las estructuras del objeto. Investigación realizada gracias al Programa UNAM-PAPIIT IN106720.

Estudio fotométrico del comportamiento temporal de sistemas variables

Alrededor de un tercio de las estrellas observables pertenecen a sistemas múltiples, de los cuales los sistemas estelares binarios son los más comunes. Los sistemas binarios cambian de brillo, ya sea periódicamente, irregularmente, o explosivamente. Existen tres grupos principales de estrellas variables: pulsantes, cataclísmicas y eclipsantes. Las variables pulsantes son aquellas en donde las variaciones de brillo son planas y continuas y se deben mayormente a pulsaciones de la estrella. La estrella se comprime y su tamaño disminuye, entonces se calienta y se vuelve más brillante, al expandirse, su brillo disminuye. Se entiende por variable cataclísmica (novas, novas recurrentes, novas enanas y novoides) a los sistemas binarios cercanos en donde una componente es un objeto compacto (enana blanca), que acreta material de otra estrella de secuencia principal. Por último, las variables eclipsantes son sistemas binarios en los que las componentes pasan periódicamente una frente a la otra. En estas variables, las variaciones de luz no corresponden a ningún cambio físico en las estrellas, a comparación de los dos sistemas anteriores. La variación de brillo en función del tiempo se llama curva de luz de una estrella, se obtiene por medio de fotometría y de ella se obtiene la amplitud de la variación de magnitud y su periodo, si la variación es periódica, y ello conlleva a la comprensión de parámetros físicos de las componentes del sistema. El presente trabajo tiene como objetivo el análisis de la curva de luz de un catálogo de sistemas variables para su clasificación a partir de la estimación del periodo orbital. Para obtener las observaciones para este estudio se utilizarán las facilidades del Observatorio Astronómico Universitario de la UANL.

New Insights into Stellar Atmospheres at Millimeter, Sub-millimeter, and Infrared wavelengths

In this work, we present a new methodology to fit the observed and synthetic spectrum of solar-like stars at millimeter, submillimeter, and infrared wavelengths through semiempirical models of the solar chromosphere. We use the Levenberg-Marquardt algorithm as a Nonlinear method, PakalMPI as the semiempirical model of the solar chromosphere, and recent observations of solar-like stars at millimeter, submillimeter, and infrared wavelengths. Our results show that we can use solar chromospheric semiempirical models as an input model to reproduce the observed spectrum of solar-like stars. The new profiles show similarities to the solar chromosphere as a minimum of temperature (without the restriction from CO emission) and a plateau in the high chromosphere. Our method provides a new fast numerical tool to estimate the physical conditions of solar-like stars.

Restos de Supernova evolucionando en un viento magnetizado

Se realizaron simulaciones de la evolución de un Remanente de Supernova (RSN) cuya estrella progenitora, de alrededor de 11 masas solares, pasó por la fase de Supergigante Roja (SGR). En el Medio Interestelar Circundante (MIC) se impone un campo magnético uniforme de 5 microGauss. Antes de la explosión se simula la expulsión de un viento magnetizado proveniente de la estrella progenitora, viento que genera una burbuja estelar. Se simulan los casos en que el viento posee un campo de 0, 5, 20 y 40 Gauss, describiendo un dipolo magnético bajo el modelo de Parker. Se realizaron simulaciones con una inclinación de 60º entre el campo de la galaxia y el eje del dipolo del viento, observando las diferencias durante la evolución de la burbuja y luego durante la expansión del RSN (cuya explosión se impuso 300 mil años después del inicio de la expansión de la burbuja) tanto en la distribución de materia como en la emisión de radiación sincrotrón y rayos x. Las diferencias son más notorias antes de que el frente del RSN alcance el borde externo de la burbuja. A partir de este momento, las distribuciones tanto de material en el interior del frente principal de choque como de emisión experimentan una influencia primordial del campo magnético del medio. Las burbujas sufren un achatamiento en dirección perpendicular al campo de la galaxia y un alargamiento en el sentido del mismo. En los casos con magnetización más intensa de la burbuja, el material tiende a distribuirse más densamente a lo largo del eje del dipolo, provocando un achatamiento de la cavidad interna de la burbuja y formación de pequeños lóbulos de material en los polos. Posterior a la explosión, estas aglomeraciones dan pie a una morfología tipo nefroide, tanto en distribución de materia como en emisión. Estas diferencias van disminuyendo con el tiempo y se describen achatamientos en los polos y ensanchamientos en el ecuador en los casos de mayor intensidad de campo.

Variación secular de estrellas variables comparando sus tiempos de máximo observados “O” con los predichos por las efemérides “C”

Las estrellas variables son las estrellas que presentan un cambio en su brillo en tiempos cortos. El estudio sistemático de este tipo de estrellas, específicamente las $\delta$ Scuti, HADS (High Amplitude Delta Scuti Stars) y SX Phoenicis conocidas como variables desde hace décadas, ha proporcionado datos sobre sus variaciones seculares. Mediante el análisis de los residuos de los tiempos de máximos determinados observacionalmente “O” contra los predichos obtenidos por medio de las ecuaciones de efemérides “C es posible obtener información sobre el periodo. Lo anteriormente expuesto ha sido posible gracias a las observaciones realizadas en el Observatorio Astronómico Nacional de Tonantzintla OAN-TNT ubicado en Puebla-México Su principal telescopio es de 1 m de diámetro y cuenta, además, con 4 telescopios Meade de 10" equipados con modernas cámaras CCD. Las características de las estrellas mencionadas y la instrumentación con la que cuenta el OAN-TNT nos ha permitido continuar participando en programas de investigación y de docencia. Por lo tanto, se describirá la metodología en los procesos de la adquisición, de reducción y de análisis de datos para proceder con el estudio de sus variaciones seculares, es decir, saber cómo cambian su brillo en el tiempo y efectuar modelos de las estrellas que expliquen dichas variaciones.

Distribución espectral de energía de objetos estelares jóvenes en la nube molecular galáctica MC76

El propósito de este trabajo es estudiar la distribución espectral de energía (SED) observada en objetos estelares jóvenes (YSOs) asociados a la nube molecular galáctica MC76, a fin de caracterizar su fase evolutiva y obtener parámetros físicos de estos objetos. Se utilizan datos fotométricos en el rango espectral del cercano infrarrojo hasta el milimétrico para construir una SED observada, posteriormente se usan modelos numéricos de SED (Robitaille et al. 2007) para objetos estelares jóvenes y se seleccionan los parámetros físicos del mejor ajuste, los cuales caracterizan la fase evolutiva y la estructura física de los YSOs. Las SEDs obtenidas concuerdan de manera general, con las que se reportan para algunos YSOs utilizando modelos simples de SED con tres componentes. Los resultados obtenidos para cada uno de los objetos estelares jóvenes estudiados en este trabajo, son comparables a los previamente reportados y confirman la intensa actividad de formación estelar de alta masa presente en la región galáctica de formación estelar MC76.

Hydrodynamic simulations of Cartwheel-like galaxies

The Cartwheel galaxy is the archetype of rings galaxies, its shape is the result of a head-on collision between a perturber and a larger disk system. We performed a set of simulations using a moving-mesh code where the target galaxy and the perturber are evolved in isolation in a non-cosmological context. The target galaxy was rendered as an axisymmetric galaxy. Its star formation rate is constant at around 1 M$_\odot$ yr$^{-1}$ that lets us analyze the impact of the perturber in the star formation. Different perturbers were tested, changing their masses from 0.25 to 1 times the mass of the target galaxy, those collide with the target galaxy with a velocity between 200 and 800 km s$^{-1}$. The collision is non-centered, which makes a good reproduction of the Cartwheel galaxy, but the differences in the perturber provoke variations such as the width or the winding of the spokes, the ring expansion velocities, and the star formation. We found that the evolution of the galaxy post-collision is mainly regarded to the mass of the perturber. So, based on our simulations, the model that best reproduces the Cartwheel galaxy has a perturber with mass of 50\% the target galaxy, and collides with a velocity of roughly 600 km s$^{-1}$.

Análisis de las curvas de luz de asteroides binarios

Debido a las rápidas variaciones de la geometría observada, incluso durante una oposición, las observaciones fotométricas de asteroides son cruciales, ya que con un buen promedio de las geometrías se puede obtener la forma global y su estado de rotación. Aplicando el método de inversión a las curvas de luz observadas en diferentes ángulos de fase y de, al menos, dos oposiciones diferentes, se pueden obtener parámetros físicos, como la inclinación del eje de rotación, el tamaño y la forma de los asteroides. Si aplicamos el método de inversión a las curvas de luz observadas en diferentes ángulos de fase durante al menos dos oposiciones diferentes, es posible obtener parámetros físicos, como la inclinación del eje de rotación, el tamaño y la forma de los asteroides, de forma fiable. Analizando la curva de luz es posible obtener parámetros básicos como el período de rotación y la amplitud de la curva de luz. Sin embargo, si el análisis de las curvas de luz para asteroides solos es complicado, lo es aún más en el caso de sistemas binarios ya que se requiere de múltiples observaciones y que se cumplan varias condiciones para poder obtener algunas de las propiedades de cada componente del sistema. En este trabajo presentamos las curvas de luz, y su análisis, de los asteroides binarios 1866 Sisyphus (1972 XA) y 450894 (2008 BT18). Las observaciones se obtuvieron como parte del programa de reactivación de la histórica Cámara Schmidt de Tonantzintla, durante marzo de 2018. Además, comparamos nuestros resultados con los hallados en la literatura, obtenidos mediante la técnica de radar.

Química en Regiones de Formación de Estrellas Masivas

Se sabe que, en general, todas las estrellas se forman en las nubes moleculares bajo el colapso gravitacional del gas molecular denso. Dos de las etapas mas tempranas del proceso de formación de estrellas de alta masa son la de objeto estelar joven (OEJ) y la de región HII ultracompacta (UC). Para estudiar estas fases y caracterizar su ambiente químico y estado evolutivo, realizamos observaciones en la banda de 3 mm con el radiotelescopio IRAM de 30 m de una muestra de 95 OEJs masivos y regiones HII UC. Nuestros resultados indican que en la muestra observada, las moléculas triatómicas son las más comunes en el intervalo de 85-90 GHz. Reportamos que las transiciones moleculares tales como H13CN, C2H, HCN and HCO+ se detectaron en toda la muestra, mientras CCS and HC5N sólo se detectaron en el 25% de las fuentes. En particular, encontramos que varias fuentes muestran perfiles P Cygni trazados por el C2H., además de que no existe una correlación entre la intensidad de las transiciones moleculares más comunes de la muestra y la luminosidad.

Probando la hipótesis de un tercer cuerpo en las Variables Cataclísmicas FS Aur, LU Camel, QZ Ser, V1007 Her y BK Lyn

En esta platica se hablará de cinco diferentes variables cataclísmicas (CV, por sus siglas en inglés) que muestran periodos fotométricos de larga duración (VLPP, por sus siglas en inglés). Estas son LU Cam, QZ Ser, V1007 Her y BK Lyn. Se explicará el método desarrollado para estimar las propiedades de un hipotético tercer cuerpo que hace uso del VLPP y también del cambio de magnitud máximo observado para cada CV. Este método hace uso de las perturbaciones seculares que el tercer cuerpo ejerce sobre la binaria interior (CV) y esto a su vez hace variar la transferencia de masa que hay entre las dos estrellas que forman la CV. Con este método se logra estimar la distancia media del tercer cuerpo a el centro de masa de la binaria (semi-eje mayor) así como la masa del cuerpo más probable que está perturbando la CV.

Caracterización del campo ultra profundo de TolTEC a 1.1, 1.4 y 2.0 mm a través de simulaciones numéricas

El estudio de la población de galaxias sub-milimétricas (SMGs) es especialmente importante debido a su contribución al Fondo Cósmico Infrarojo (CIB), que a su vez representa $\sim50\%$ de la luz de fondo extragaláctica total. Son galaxias con alta formación estelar a altos corrimientos al rojo y oscurecidas por el polvo. Se ha instalando en el Gran Telescopio Milimétrico (GTM) TolTEC, una cámara de continuo con 7718 detectores que operará en las bandas de 1.1, 1.4 y 2.0 mm. Entre los censos científicos que se espera hacer con TolTEC está el censo de galaxias ultra profundo (UDS, Ultra Deep Survey) que espera cubrir un área de 0.8 grados cuadrados hasta el limite de confusión del telescopio. En este trabajo se usa la simulación cosmológicamente motivada de galaxias sub-milimétricas de Nava-Moreno et al., que incluyen efectos de lentes gravitacionales para simular las observaciones de UDS. Se incluyen los efectos observacionales de barrido del cielo, limpieza de la atmósfera y respuesta de los detectores, lo que permite caracterizar el catálogo de fuentes detectadas. En este trabajo se mostrarán los resultados del procesamiento para un censo profundo como el propuesto para el campo de COSMOS de medio grado cuadrado a un RMS de 0.025 mJy$/$beam.

Selección y caracterización de una muestra de galaxias con actividad nuclear y outflows

En esta charla presentaré el método de selección de una muestra de galaxias con actividad nuclear (AGN's) candidatas a albergar "outflows". Este trabajo fue realizado con datos de espectroscopía de campo integral de la muestra más reciente del proyecto Mapping Nearby Galaxies at APO (MaNGA-DR17) del consorcio internacional Sloan Digital Sky Survey IV (SDSS-IV), catálogo consistente de más de 10,000 galaxias en el universo local (z $\sim$ 0.03). La metodología se puede resumir como sigue: (i) se conformó una muestra de galaxias con AGN's, con base en el criterio de diagramas BPT y la anchura equivalente de H$\alpha$. (ii) Con el uso del código público FIREFLY, se sustrajo el continuo estelar para todas las galaxias de la muestra y así se obtuvieron los espectros de emisión del gas. (iii) A partir de la inspección visual de dichos espectros, se seleccionaron las galaxias candidatas a albergar "outflows" de gas. (iv) Finalmente se hizo un ajuste basado en cadenas Markov-Monte Carlo (MCMC) sobre las líneas en las regiones comprendidas alrededor de H$\beta$ y H$\alpha$. Basándonos en dicho análisis, buscamos corroborar nuestro método de selección de AGN's con "outflows". En adición, hacemos una revisión del posible impacto del {\it outflow} sobre la actividad de formación estelar en la galaxia anfitriona. Finalmente hacemos una caracterización básica de los candidatos a "outflows".

Clasificación de las protuberancias solares a partir de las imágenes del coronógrafo LASCO C2 a bordo de la sonda espacial SOHO

Las protuberancias solares son estructuras que nacen en la superficie solar y se extienden en su atmosfera. Estas estructuras pueden resultar en grandes eyecciones de energía y plasma que se propagan hacia el espacio. La importancia de su estudio recae en que estas emisiones, en caso de llegar a la Tierra, provocarían afectaciones en nuestra infraestructura de telecomunicaciones y cableado eléctrico. Estudiándolas podemos entender su origen y funcionamiento de manera tal que se puedan prevenir futuros daños. En este trabajo se realiza la clasificación de dichas protuberancias con base en su forma y tamaño. Haciendo uso de las imágenes tomadas por el coronógrafo LASCO C2 de la sonda espacial SOHO de la NASA, disponibles en su sitio web con un banco de datos de más de 300 mil fotografías. En esta primera etapa del trabajo examino un porcentaje de las imágenes y se observó que la mayoría de las protuberancias solares tienen alguna de las siguientes 4 formas: a) de rayos o líneas rectas, b) en arco, similar a las líneas cerradas de campo de un dipolo magnético, c) en arco, pero con una curvatura menor, d) con forma similar a la copa de un árbol, comienza con una eyección estrecha, la cual recuerda al tronco del árbol y posteriormente, cuando se aleja un poco de la superficie del sol, adquiere una forma más irregular y extendida, la cual recuerda a la copa del árbol. Debido al gran número de imágenes con las que se trabaja, se está construyendo un programa computacional que analice las imágenes y clasifique las llamaradas de manera automática dentro de las formas identificadas más comunes. El estudio de la forma de las protuberancias solares permite variaciones en la hipótesis de su origen, lo cual a su vez posibilita intuir el funcionamiento del sol.

Polarización en el NIR de NGC 2068

En este trabajo se estudia la polarización lineal en la banda H del infrarrojo cercano (1.63 micras) de la región central de la nebulosa de reflexión NGC 2068 ubicada en la nube molecular Orión-B, localizada a 420pc. Las observaciones se realizaron en el Observatorio Astrofísico Guillermo Haro (OAGH) con el Polarímetro del Cercano Infrarrojo, POLICAN acoplado a la cámara infrarroja CANICA. La técnica usada requiere de imágenes polarizadas en cuatro ángulos (0.0, 22.5, 45.0 y 67.5 grados, por el uso de placa de media onda) con las cuales se producen las imágenes de parámetros de Stokes I, Q y U. A partir de estas imágenes se calculan los mapas de vectores de polarización para hacer un análisis comparativo con mapas públicos del Telescopio Espacial Hubble y del Observatorio Estratosférico SOFIA, en diferentes longitudes de onda. También se presenta la distribución espacial de objetos Herbig-Haro como trazadores de formación estelar activa en la zona, así como las distribuciones espectrales de energía de las estrellas T-Tauri que los pueden originar. Conjuntando todos los elementos mencionados, se presenta una hipótesis de los mecanismos que potencialmente pueden reproducir el mapa de polarización observado y su vinculación con el proceso de formación estelar ocurriendo en la nube molecular.

Estudio del sistema variable cataclismico SDSS J154453.60+255348.8

Basado en observaciones fotométricas y espectroscópicas simultáneas resueltas en el tiempo, presentamos un nuevo estudio de la variable cataclísmica eclipsante SDSS J154453.60+255348.8 con el objetivo de determinar el origen del objeto. Se aplicó la técnica de modelado de curvas de luz y el método de tomografía Doppler para determinar los parámetros del sistema y analizar la estructura del disco de acreción. Se informarán nuestros resultados preliminares.

Resultados y Tiempos de Máximo de Observaciones Fotoeléctricas de Estrellas Variables Pulsantes

Presentamos un listado de tiempos de máximo de estrellas variables pulsantes. Dichas observaciones se han llevado a cabo en los Observatorios Astronómicos Nacionales de Tonantzintla (TNT) y de San Pedro Mártir (SPM), ambos pertenecientes al Instituto de Astronomía (IA-UNAM) en México, en colaboración con el Complejo Astronómico de Cota Cota, Bolivia (UMSA), y el Observatorio Astronómico Centroamericano de Suyapa, Honduras (UNAH). El objetivo de este compendio de tiempos de máximo es aportar mas datos al estudio de las estrellas variables pulsantes, como en las tipo HADS (High-Amplitude Delta Scuti Stars), Cefeidas y RR Lyr; donde algunas de ellas presentan grandes espacios temporales sin observaciones, mejorando así la determinación de su periodo y en consecuencia contribuir a que se tengan mejores resultados en el análisis O-C. Esta es una motivación por la cual hemos decidido observar continuamente estas estrellas, como parte del trabajo que se realiza en el Grupo de Astronomı́a Observacional del Observatorio de Tonantzintla (GAOOT), así mismo se le dá la oportunidad a los alumnos interesados en participar de manera directa en la adquisición, manejo, reducción y análisis de los datos, con el objetivo final de la obtención del Tiempo de Máximo para cada estrella.

The concurrent infall of satellite galaxies: Collective effects change orbital history

In this talk I will present results that shows how the orbital history of satellites in galaxies is different when the collective effects due to the concurrent infall of multiple satellites is considered. We give particular attention to models similar to the Vast Polar Structure (a plane-disc like distribution where MW satellites lie). We show that significant variations in orbital history rise if we compare with the single satellite - central galaxy scenario that is commonly used to interpret satellite galaxies position and velocities.

Systematic detection and analysis of X-ray AGNs in the 1.75 Ms Ultra Narrow Deep Field (XMM175UNDF) observed by XMM-Newton

In this work, we present the results of a systematic search of Active Galactic Nuclei (AGNs) in one of the deepest fields observed by XMM-Newton, the XMM175UNDF. The survey consists of 13 observations taken during 2 years within a field of view of $0.241deg^2$ and total exposure time of 1.75 Ms., reaching a flux limit of $4.03×10^{−16}\, erg\, s^{−1} cm^{−2}$ in the $0.2 - 2\, keV$ energy band. That makes the XMM175UNDF in one of the deepest surveys performed by XMM-Newton. We found a total of 301 X-ray sources with completeness of 81% of optical/Infrared counterparts. We analyzed their X-ray luminosity (Lx), X-ray/optical - X-ray/IR flux ratios and the X-ray variability through the Normalized Excess Variance $(\sigma^2_{rms})$ to identify a subsample of 225 AGNs. Based on their luminosities, we classified them in Quasar, Seyfert galaxies and Low Luminous AGNs (LLAGNs). Additionally, we executed an X-ray spectra analysis of the brightest sources to test the existence of the “Iwasawa–Tanigushi effect”, a relation between iron K$\alpha$ Equivalent Width and their X-ray luminosity. Finally, we studied the Lx - $\sigma^2_{rms}$ and the BH mass - $\sigma^2_{rms}$ relations of our AGN sample. Our results support the idea that the Luminosity-variability relation could be generated as a byproduct of an intrinsic BH mass-variability relation.

Relación entre la distribución espacial de galaxias y el estado dinámico/evolutivo de sus cúmulos

A pesar de que el estudio de los sistemas de galaxias (cúmulos y grupos) ya tiene casi un siglo, aún no existe un modelo consensual para su distribución radial de galaxias, y la relación entre ese perfil con los perfiles del gas intracumular y de materia oscura. Además, como esos sistemas pueden ocupar diferentes estados dinámicos, tendiendo a la virialización pero pudiendo salir de ella por eventos de fusión y acreción con otros sistemas, tampoco se comprende bien cuál es la evolución del perfil radial de galaxias en esos diferentes estados. En este trabajo se estudió la distribución de galaxias en dichos sistemas, utilizando desde perfiles observacionales proyectados en 2D y 1D (radial, azimutal y en el espacio de redshifts) hasta perfiles 3D para sistemas simulados, probando diferentes perfiles teóricos (King, Navarro-Frenk-White, Hernquist, Einasto, Hubble, etc). Los datos observacionales comprenden una muestra de 70 cúmulos y grupos bien muestreados del Universo local (Caretta et al. 2022), mientras que los datos simulados vienen principalmente del proyecto TNG300-1 (Nelson et al. 2018). Posteriormente se compararon los perfiles obtenidos con distintos indicadores del estado dinámico/evolutivo de estos sistemas, destacando las entropías gravitacional y de la información propuestas por Zúñiga et al. (2022).

Estudio de tres núcleos galácticos activos observados con HAWC

Una fracción significativa de las fuentes astrofísicas de rayos gamma son núcleos galácticos activos. Este trabajo presenta un análisis detallado de los espectros de rayos gamma de tres de estas fuentes: la radiogalaxia M87, así como los objetos BL Lac 1ES 1215 +303 y VER J0521 +211, obtenidos a partir del data set de HAWC más actualizado y profundo. También se presentan los ajustes a las distribuciones espectrales de energía construidas con datos multi-frecuencia.

Estudio de la distribución del flujo multifrecuencia del blazar Markarian 421

Los blazares son un tipo de Núcleo Galáctico Activo, donde el chorro relativista apunta directamente, o con ángulo muy pequeño, hacia la Tierra. La emisión de estos objetos en casi todas las longitudes de onda, extrema y variable, se ve dominada por la emisión del chorro relativista. El estudio de la variabilidad en el flujo de los blazares es muy importante para conocer la naturaleza de la emisión del chorro. En el presente trabajo se analizó la distribución del flujo del blazar Markarian 421, uno de los blazares más cercanos $(z=0.03)$ y brillantes. Se presenta el comportamiento del flujo en 3 bandas de energía: radio $(\sim 137 \mu eV)$ del radiotelescopio Metsahovi, óptico $(\sim 2eV)$ de los observatorios Dall-Kirkham Tuorla de 1.03m y Kunliga Vetenskap-Sakademien y rayos gamma de $20$ $MeV$ a $300$ $GeV$ de LAT de la misión espacial Fermi, en un período de 13 años. Se encontró que la distribución del flujo en las tres bandas de energía sigue una distribución lognormal, sugiriendo que los procesos subyacentes de la emisión sean de tipo multiplicativo. Este proyecto fue realizado gracias al apoyo del proyecto PAPIIT IG101320.

Modelos hidrodinámicos de la superburbuja DEM L50 (N 186)

Los vientos estelares producidos por estrellas masivas en un cúmulo estelar desplazan y moldean el medio interestelar circundante, formando grandes cavidades de baja densidad llamadas superburbujas. Modelos hidrodinámicos de estos objetos con frecuencia suponen que el medio donde se forman es uniforme. Esta suposición no permite que morfologías complejas puedan originarse cuando se desea modelar una superburbuja en concreto. En este trabajo analizamos diferentes configuraciones iniciales en las cuales podría originarse una superburbuja, en específico este trabajo muestra modelos para la superburbuja DEM L50 (N 186), localizada en la Gran Nube de Magallanes. En particular estudiamos la formación de esta superburbuja en los tres escenarios siguientes: i) La cavidad se forma en un medio de densidad constante, pero el cúmulo estelar se mueve a una velocidad constante $V$. ii) La cavidad crece en un medio con un perfil de densidad que sigue la forma n$(r)$\,$\propto$\,r$^{-2}$ y iii) La cavidad crece dentro de una sobredensidad que emula un brazo de galaxia espiral. Encontramos que las tres configuraciones estudiadas permiten reproducir el diámetro observado del cascarón bajo estudio.

Physical properties and membership determination of the open clusters ic 4665, ngc 6871 and dzim 5 through uvby − β photoelectric photometry

Se presenta fotometría uvby − β de estrellas en la dirección de los cúmulos abiertos IC 4665, NGC 6871 y Dzim 5. A partir de la fotometría fotoeléctrica uvby − β de las estrellas en la dirección de estos cúmulos clasificamos los tipos espectrales de cada estrella lo que nos permitió la determinación de su enrojecimiento y de sus distancias a cada una y, por ende, la pertenencia de las estrellas al cúmulo. Nuestros resultados se comparan con GAIA DR2.

Modelos de fotoionización para la próxima década

Presentaremos una librería de medio millón de modelos de fotoionización usando fuentes estelares del código STARBURST99 generados con CLOUDY. Esta librería será comparada con resultados obtenidos usando la nueva generación de modelos de STARBURST99+CLOUDY. Asimismo, mostraremos diagramas de diagnóstico ópticos y ultravioleta que compararemos con observaciones de SDSS entre otras. Los modelos de fotoionización de última generación serán del tipo que se usará para interpretar observaciones de galaxias primordiales con el Telescopio Espacial James Webb y futuros grandes telescopios terrestres. Los modelos incluyen metalicidades desde Z = 0 hasta 0.040.

Agrupamiento de galaxias polvorientas formadoras de estrellas en los censos de TolTEC en GTM

En este trabajo se presenta una predicción del agrupamiento de las galaxias polvorientas formadoras de estrellas $(DSFGs)$ que se espera observar en los futuros censos de legado de la nueva cámara TolTEC en el observatorio GTM. Esta cámara podrá realizar mapas profundos y observar grandes áreas del cielo (e.g. de decenas de grados cuadrados) lo que permitirá constreñir con mayor precisión los parámetros que caracterizan la estructura a gran escala $(LSS)$ del universo. Entender y caracterizar la $LSS$ nos sirve para constreñir modelos de evolución de galaxias, así como parámetros cosmológicos. Las $DSFGs$ juegan un papel importante en la evolución de la estructura del universo ya que la cola más brillante de esta población podría ser predecesora de las galaxias masivas del universo local. Para medir el agrupamiento se ha construido un código que mide la función de correlación angular sobre las posiciones de un catálogo de $DSFGs$. Esta medición se deproyecta para obtener la escala física de agrupamiento, $r_0$ , que caracteriza la estructura a gran escala que forma esta población. Para poner a prueba las herramientas desarrolladas en este trabajo, se utiliza una versión actualizada de la simulación de $DSFGs$ de Nava-Moreno (2019). Tomando como referencia los áreas características en los censos de legado de TolTEC, así como los límites de detección a $4\sigma$ esperados, es posible medir la evolución de $r_0$ en un intervalo de corrimientos al rojo de $1 \lesssim z \lesssim 5$. La estimación que se obtiene para el agrupamiento es de $6.2\pm0.5 \lesssim r_0[\rm Mpc] \lesssim 15.0\pm1.5$ para las fuentes más débiles $(S_{1.1\,\rm\mu m} > 0.1\,\rm mJy)$, y de $10.5\pm1.0 \lesssim r_0[\rm Mpc] \lesssim 24.1\pm1.8$ para las más brillantes $(S_{1.1\,\rm\mu m} > 1.0\,\rm mJy)$. Este resultado es consistente con la teoría, ya que las galaxias más brillantes corresponden a galaxias más masivas y con mayor agrupamiento.

Cálculo de masas individuales de las componentes de de objetos jóvenes binarios utilizando la técnica de interferometría VLBI

El objetivo principal del proyecto es Determinar las masas dinámicas, es decir las masas individuales de objetos jóvenes binarios en las regiones de formación estelar Ofiuco, Serpens y Tauro, usando la técnica de interferometría de líneas de base muy largas y constreñir los modelos de evolución estelar temprana. Los datos utilizados para desarrollar este proyecto son observaciones que están siendo realizadas con el VLBA, dentro del proyecto Dynamical Masses of Young Stellar Multiple Systems with the VLBA (DYNAMO-VLBA), el cual tuvo aprobadas 270 horas de observaciones (divididas en 90 épocas; PI: Dr. Sergio Dzib) para monitorear 23 sistemas binarios cerrados conocidos y para medir con mayor precisión sus parámetros orbitales. Las primeras observaciones comenzaron en febrero de 2018 y finalizaron en enero de 2021 y se registran a una frecuencia central de 5.0 GHz (banda C) con un ancho de banda de 256 MHz. Actualmente hemos calculado las masas dinámicas de 5 sistemas jóvenes binarios, y realizaremos el análisis de modelos estelares de evolución estelar para estrellas de la pre-secuencia principal para comparar nuestros resultados. Las fuentes seleccionadas en las distintas regiones de formación estelar representan una muestra completa para probar exhaustivamente modelos evolutivos de sistemas estelares jóvenes.

Trampas de polvo en discos protoplanetarios: inestabilidad de la baroclinia

El proceso de formación de planetas en discos protoplanetarios es un problema abierto y de intenso debate en la comunidad astrofísica. Recientemente se ha propuesto que la llamada "inestabilidad de la baroclinia" puede explicar la formación de anillos de polvo en los discos protoplanetarios donde la presencia de planetas no es del todo clara. Dicha inestabilidad es capaz de generar vórtices de gran escala que se sugieren como posibles mecanismos para atrapar y concentrar partículas de polvo y dar origen a planetesimales. Trabajos teóricos previos han encontrado que esta inestabilidad se desarrolla por gradientes de entropía en la configuración vertical del disco durante el asentamiento de los granos sobre el plano medio del sistema. No obstante, estudios previos no han considerado el crecimiento de los granos de polvo, que es un fenómeno crucial en la dinámica de los discos. En este trabajo exploramos mediante simulaciones numéricas el efecto de la "inestabilidad de la baroclinia" en la generación de trampas de polvo considerando el efecto del crecimiento de granos de polvo durante la fase de asentamiento. Presentaré también una comparación de nuestros resultados con observaciones recientes.

The Average Physical Properties of A-G Stars Derived from uvby-H$\beta$ Strömgren-Crawford Photometry as the Basis for a Spectral-Classification

We have revisited and updated the uvby Strömgren colour and colour-index distributions of A, F and early G-type main sequence stars. For this aim, we selected 7054 dwarf stars along with 65 MK standard stars within the same spectral range but covering all luminosity classes. The standard stars were selected following the MK mandate strictly, using spectra taken at classification resolution recorded on photographic plates. We used the colours of these stars to determine the effective temperature and surface gravity. After correcting for systematic offsets using fundamental parameters and considering a few exceptions, we find a one-to-one correspondence, among MK spectral types, Strömgren photometry, and their associated physical properties. We have applied a principal component analysis to the mean Strömgren indices for dwarf stars complemented by MK standards for higher luminosity classes. We have used the projections to introduce three new photometric metaindices, namely SM1, SM2, and SM3. We have defined a 3D-box, which allowed us to segregate dwarf stars from bright giants and supergiant stars, with the aid of the metaindices. Two of the planes show that the projections of dwarfs and supergiants are ordered by temperature; however, the temperature dependence for the supergiants is not as well defined as for the dwarfs. Following the MK Process, we were able to form an automatic classifier. We present some applications and assigned synthetical spectral types. We suggest that our metaindices formalism allows the extension of Strömgren photometric outside its original mandate (i.e., later types), without requiring the introduction of additional photometric filters.

Tensión Superficial Gravitacional y sus Efectos en LISA

El Laser Interferometer Space Antena, LISA, será un detector de ondas gravitacionales constituido por un arreglo de tres satélites en órbita heliocéntrica en formación triangular, separadas por 2.5 millones de kilómetros, dicho sistema se mantendrá estabilizado utilizando la información de la longitud de onda de los láseres que interconectan los satélites. La estabilidad de la configuración depende de la interpretación de la perdida de energía de los láseres entre satélites, como un corrimiento al rojo. Entre las interpretaciones del corrimiento al rojo se contemplan efecto de dispersión electromagnética, corrimiento al rojo gravitacional, corrimiento al rojo relativista y el corrimiento al rojo Doppler; este último se interpreta como si el emisor se estuviera alejando. En el presente trabajo se propone una nueva fuente de corrimiento al rojo, el de la perdida de energía de los fotones por interacción gravitacional con las partículas que cruzan en un medio de baja densidad. Utilizando el principio de tensión de Euler-Cauchy e incluyendo la fuerza gravitacional en la tensión superficial como hipótesis, cuantificamos la perdida de energía de los fotones. Contemplar dicho corrimiento al rojo, ayuda a no mal interpretar la fuente del corrimiento y estabilizar el sistema de forma más eficiente.

Estudio de las propiedades de nebulosas planetarias de descubrimiento reciente

Las nebulosas planetarias (NPs) son nubes de gas expulsadas por estrellas evolucionadas de masa baja e intermedia (∼0.8-8 $\mathrm{M_{\bigodot}}$) que se encuentran en las etapas finales de su vida. Aproximadamente 3500 de estos objetos se han reportado en la literatura especializada y un gran número de ellos no han sido estudiadas con detalle, e incluso, algunos no han sido clasificadas de forma definitiva como nebulosas planetarias. En este trabajo presentamos un estudio espectroscópico de una muestra de objetos reportados como NPs en catálogos recientes para establecer su verdadera naturaleza y determinar sus propiedades físicas y químicas. Nuestra muestra incluye objetos provenientes de diversos catálogos recientes como HASH, MASH, IPHAS, etc. Las observaciones se realizaron con los espectrógrafos Boller and Chivens tanto del Observatorio Astrofísico Guillermo Haro (OAGH), como del Observatorio Astronómico Nacional en la Sierra de San Pedro Mártir (OAN-SPM). Para la reducción de los espectros utilizamos el sistema de programas IRAF. Para el análisis de los flujos y determinación de las condiciones físicas y abundancias químicas, utilizamos los programas ANNEB/NEBULAR y PYNEB. RV agradece el apoyo del proyecto UNAM-DGAPA-PAPIIT IN106720.

El espectro de rayos-x de los agn: probando escenarios físicos para la reflexión

El espectro de rayos-x típico sobre $\sim$3 keV de los núcleos activos galácticos (AGN) está compuesto por el continuo intrínseco y algunas características de reflexión. La emisión primaria de rayos-x se origina en una corona cerca del disco de acreción. Este continuo puede ser reflejado por el medio circundante, en estructuras como el disco de acreción, la región de líneas anchas y/o el toro, originando así nuevas características en el espectro, tales como líneas de emisión, siendo la más prominente la línea de $Fek\alpha$ a 6.4 keV, y un continuo en forma de joroba con máximo alrededor de 30 keV. A través del estudio del espectro de rayos-x reflejado se puede derivar el medio de reflexión y sus propieddes físicas, además, algunas propiedades de la fuente de emisión primaria. Hemos estudiado una muestra de 23 AGN, donde se espera que todos los medios de reflexión pueden contribuir de manera simultanea. Usamos observaciones simultaneas de los satélites XMM-Newton y NuSTAR, cubriendo un rango espectral de 3-60 keV. Probamos dos escenarios físicos para la reflexión: medio neutro y medio ionizado. Encontramos que la presencia de más de un medio reflector es necesario para explicar alrededor del 50% de la muestra, con claras señas del disco reflector, lo cual puede ayudar a explicar parámetros fundamentales del agujero negro súper masivo o del propio disco.

Stellar Bars In Jellyfish Galaxies. Analysis of ionised gas and stellar populations

Stellar bars have been found to substantially influence the stellar populations properties in galaxies, affecting their ability of forming stars. While this can be easily seen when studying galaxies in relatively isolated environments, such kind of analysis takes a higher degree of complexity when cluster galaxies are considered, due to the variety of interactions which can potentially occur in these denser environments. We use MUSE Integral Field spectrograph data from the GASP (GAs Stripping Phenomena in galaxies) survey to study the combined effect of the presence of a stellar bar and of ram pressure, on spatially resolved properties of stellar populations. We have analyzed spatially resolved indicators of both recent star formation rate (SFR) and average stellar population ages to check for signatures of anomalous central star formation (SF) activity, also taking into account for the possible presence of nuclear activity. We found an increase of central SFR in ram pressure affected galaxies when compared with unperturbed ones. The most extreme cases of increase SFR and central rejuvenation occur in barred galaxies that are at advanced stages of ram pressure stripping. For low-mass barred galaxies affected by ram pressure, the combined effect is a systematic enhancement of the star formation activity as opposed to the case of high-mass galaxies that present both enhancement and suppression. Our results indicate that the combined effect of the presence of a bar and a strong perturbation by ram pressure is able to trigger the central SF activity and probably ignite nuclear activity.

Restricciones en la población de halos de TeV en la galaxia M31

Recientemente se han detectado emisiones a energías de rayos gamma (TeVs) en regiones extendidas con tamaños de aproximadamente 10 pc alrededor de algunos pulsares, a estas estructuras se les han llamado halos de TeV. Es importante mencionar que aún no es claro si los halos de TeV son una característica representativa de los pulsares y son responsables de una fracción importante de la emisión en rayos gamma a energías mayores de 1 TeV en la Vía Láctea. En este trabajo se buscan restricciones en la población de halos de TeV en la galaxia de Andrómeda, M31, la cual es la galaxia más cercana a la Vía Láctea. M31 comparte algunas características con la Vía Láctea, pero se diferencia principalmente por ser ~2 veces más grande y presentar una menor tasa de formación estelar, por lo que, estudiar la emisión en TeV de M31 nos permite contrastar la física en galaxias similares a la nuestra. Utilizando las observaciones de M31 realizadas por el observatorio HAWC en el rango de TeV, asumiendo un espectro de halo de TeV y bajo la suposición que M31 es una galaxia del tipo Vía Láctea, se busca brindar una cota superior en la población de halos de TeV en M31. Este proyecto fue realizado gracias al apoyo del proyecto PAPIIT IG101320.

UV spectral characterization of quasars at z > 1.1

Type 1 quasar spectral diversity has been successfully organized in the optical range using particular features such as the strength of FeII and the profile of Hb. The so-called Eigenvector 1 "main sequence" involves the FWHM of the broad component of Hb (H$\beta_{BC}$), and the flux ratio of FeII and H$\beta_{BC}$. The E1 provides us with a tool that not only shows spectral trends but also gives us information on the physical conditions of the optical emitting regions, black hole masses, or accretion rates. We lack a diagram that organizes the spectral differences in the UV range. In part, although we have plenty of high z spectra, the S/N does not permit us to carefully deconvolve the most prominent lines such as CIV$\lambda$1549 and the 1900A blend that involves the intermediate ionization lines CIII]$\lambda$1909, SiIII$\lambda$1892, and AlIII$\lambda$1862. The 1900A blend emission lines are closely related to the physical conditions of the broad line region, including metallicity, density, and ionization parameter. In this work, we propose to use line ratios of the 1900 A blend to build a diagram to organize the SDSS-V UV spectra into a sequence.

Análisis de simulaciones de los telescopios IACT compactos, HAWC's Eye, en observación estereoscópica

Autores: F. González, M. M. González, , J. Audehm, T. Bretz, O. Chaparro-Amaro, G. Do, R. Alfaro, J. Serna-Franco, A. Iriarte, J. Martínez-Castro, M. Martínez-Felipe, F. Maslowski, Y. Pérez, F. Rehbein, F. Tischbein, I. Torres, M. Schaufel El Telescopio HAWC's Eye es un prototipo de Telescopio Cherenkov diseñado para detectar partículas de altas energías que se han propuesto para trabajar en arreglo de varios de ellos y observatorios de Cherenkov en agua como HAWC. Este trabajo tiene como objetivo caracterizar un arreglo de 55 telescopios estilo HAWC's Eye a una altura de 4100 msnm a través de simulaciones Monte Carlo. Se simularon cascadas atmosféricas extendidas generadas por protones y rayos gamma en el rango de energía de 1 TeV a 100 TeV. El rendimiento de los telescopios trabajando de manera individual se ha reportado anteriormente [PoS(ICRC2021)765]. En este trabajo se presentan resultado de su desempeño en detecciones estereoscópicas. Este proyecto fue realizado gracias al apoyo del proyecto PAPIIT IG101320 y LNS-202102066C.

La conectividad en zonas de nucleación de supercúmulos de galaxias

Evidencias observacionales y teóricas indican que el proceso de formación de estructuras a gran escala sigue un patrón jerárquico, con los menores sistemas fusionándose para formar los más grandes. En ese contexto, la materia oscura, el gas, las galaxias y los pequeños grupos de galaxias, formados y distribuidos inicialmente a lo largo de estructuras planas y después filamentarias, se juntan en los nudos de la telaraña cósmica formando los cúmulos de galaxias. Actualmente se habla de cúmulos pobres y cúmulos ricos de galaxias, las estructuras más grandes que ya pueden haber alcanzado un estado de virialización, pero ese proceso puede llevar a la formación de estructuras todavía mayores, que se están gestando en los 'cores' de los actuales supercúmulos de galaxias. A partir de una muestra de esas zonas de nucleación, de aproximadamente 50 supercúmulos de galaxias, hemos estudiado la conectividad de los sistemas en diferentes escalas, es decir, el proceso de acreción de galaxias y grupos de galaxias a través de los filamentos que alimentan a esos 'cores'. En este trabajo, presentaremos resultados preliminares sobre la caracterización y la evolución de esas zonas de nucleación.

X-ray analysis of Seyfert galaxies with polar-polarization

The Unified Model proposes that the spectral differences observed in the types of Active Galactic Nuclei (AGN) arise from the orientation of the object. In particular, in polarized light, Seyfert galaxies exhibit a series of observational properties that are explained by two scattering regions, equatorial and polar. Under the context of the Unified Model, both regions would be present in all Seyfert types, with polarized light from one region dominating the spectrum according to the orientation towards the line-of-sight. From the optical sample by Schmidtt et al, we have selected Seyfert galaxies with polar polarization and with archival XMM-Newton and/or Chandra data. Our aim is to characterize their X-ray absorption properties in the soft band to test if this component traces the two scattering regions (polar vs equatorial) predicted by the polarized model. Our spectral analysis is carried out by applying a model with nested components made by a continuum power law, a soft excess component and neutral and/or ionized absorption. Preliminary results are presented and discussed.

Estudio de la formación de cúmulos estelares masivos

Las estrellas masivas se forman a la par que grandes asociaciones estelares de objetos masivos. La retroalimentación de las estrellas masivas en forma de fotones y vientos estelares en parte calientan al gas de las nubes donde se forman, pero por otro lado comprimen el gas incrementando la opacidad y propiciando, en algunos casos, la formación de nuevos miembros estelares. En este trabajos nosotros presentamos modelos hidrodinámicos 3D donde se considera el enfriamiento radiativo, a bajas temperaturas (3< T< 5000 K), y atómico altas temperaturas Nuestros modelos también consideran la evolución dinámica del polvo, lo cual nos permite hacer estimaciones mas precisas sobre la tasa de formación estelar cuando se varían parámetros como, velocidad del viento, radio del cumulo, perfil de distribución de las estrellas, fracción de polvo a gas, etc.

Self Organizing Maps: Una estrategia no supervisada para la estimación del corrimiento al rojo fotométrico en grandes censos de galaxias

Analizar y reconocer patrones en bases de datos masivas con poca información etiquetada es una tarea compleja hoy en día. Las soluciones propuestas son basadas en algoritmos de aprendizaje que procesan y manejan grandes volúmenes de información de forma eficiente. El término Big Data, se refiere a conjuntos de información muy extensos o complejos que necesitan ser procesados con una infraestructura especializada de hardware y software, debido a que las aplicaciones comunes de procesamiento no son suficientes para su manejo. Este problema abarca muchas áreas ya que se necesita almacenar, visualizar, capturar, buscar y analizar la información de forma eficiente. Un caso de estudio interesante desde el punto de vista computacional es la estimación del corrimiento al rojo de las galaxias tanto individuales como de grupos usando fotometría, ya que los datos generados son masivos y además la selección de las características es complejo por la cantidad de variables que se censadas. Actualmente existen diferentes métodos para estimar el corrimiento al rojo, dentro de las mejores técnicas está la espectroscopia, sin embargo, implica instrumentos astronómicos más complejos y la inversión de tiempo para realizarla de forma masiva resulta inviable, por lo que se utiliza una técnica denominada corrimiento al rojo fotométrico que funciona mediante el conteo de fotones y además requiere de mecanismos menos complejos. Sin embargo, con esta técnica se pierde resolución en la captura de imágenes y parámetros comparado a la espectroscopia. Actualmente se tienen etiquetadas algunas galaxias bien estudiadas con su corrimiento al rojo, no obstante, con los barridos que se realizarán con los nuevos telescopios muchas galaxias no estarán etiquetadas. El siguiente trabajo de investigación se centra en el estudio de datos de astrofísica obtenidos en los censos realizados para estimar el corrimiento al rojo al rojo fotométrico de galaxias.

Ejercicios en línea sobre galaxias para el aprendizaje de la Astrofísica con la base de datos pública MaNGA - SDSS IV

En este póster presentamos la propuesta de dos ejercicios para realizarse en la página de Educación y Divulgación del consorcio internacional "Sloan Digital Sky Survey IV" (SDSS IV) llamada "Voyages", la cual está dirigida a estudiantes de bachillerato y licenciatura así como al público en general interesado en temas de Astrofísica. Ambos ejercicios permiten a los usuarios interactuar con datos Astronómicos reales, actuales y públicos proporcionados por el proyecto "Mapping Nearby Galaxies at APO" (MaNGA), a través de los cuales se pueden acercar a conceptos básicos sobre galaxias. El primer ejercicio permite entablar un acercamiento a las diferencias espectroscópicas básicas entre galaxias elípticas y espirales, mientras que el segundo profundiza en sus diferencias cinemáticas.

Estudio morfocinemático de la nebulosa planetaria Abell 72

El estudio y análisis de las nebulosas planetarias nos ayuda a conocer y comprender su morfología, composición e incluso su evolución. En este trabajo se estudia la nebulosa planetaria Abell 72 y se propone un modelo morfológico y cinemático basado en observaciones hechas con el espectógrafo Mezcal (MES) del Observatorio Astronómico Nacional en San Pedro Mártir (OAN-SPM). Nuestro modelo coincide razonablemente con las observaciones, explicando la estructura general de la nebulosa, formada por una compleja red de estructuras en forma de burbuja. Se discute los posibles escenarios para su formación y se compara con objetos similares. Investigación realizada gracias al Programa UNAM-PAPIIT IN106720.

Evidencia de dos zonas de emisión en Makarian 501

EL objeto BL Lac Makarian 501 (Mrk 501) es una de las fuentes extragalácticas de rayos-$\gamma$ más cercanas a la tierra. Esta propiedad la hace un de los objetos astrofísicos más interesantes para el estudio del fenómeno blazar, aceleración de partículas, y de procesos de emisión de altas energías. Desde su descubrimiento Mrk 501 ha exhibido diferentes estados activos caracterizados por el incremento en el brillo en cortos periodos de tiempo. Durante mayo de 2009, Mrk 501 presentó dos estados activos con un incremento del flujo principalmente en la banda de rayos-$\gamma$ de muy altas energías. Dichos eventos difícilmente pueden ser explicados con un modelo leptónico y una zona de emisión. En este trabajo, presentamos un modelo lepto-hadrónico con dos-zonas de emisión para explicar la distribución espectral de energía  (DEE) durante mayo de 2009.  Nuestro modelo propone una zona de emisión externa que describe el flujo observado que va desde la banda de radio hasta los rayos-$\gamma$ con energías de GeVs. Mientras que una zona interna es la responsable de la emisión en la banda de muy altas energías, y por lo tanto de los estados activos en dicha banda. Adicionalmente, nuestro modelo sugiere la existencia de un plasma electron-positron que produce los fotones semillas para producir los rayos-$\gamma$ en dicha zona interna. Finalmente, nuestros resultados ajustan perfectamente los datos de la DEE observado, sugiriendo así la existencia de una estructura del jet más compleja a la comúnmente asumida en blazares.

Ajuste de la temperatura de una mancha Solar bajo un espectro amplio de frecuencias

El estudio del Sol, la energía que produce y su estructura general, son temas de gran relevancia en la física moderna, ya que nos sirven para poder construir modelos que permitan la producción de energía limpia en la Tierra. Una característica importante en la superficie solar son las manchas solares, cuya temperatura se estima usualmente por debajo de la temperatura en la fotósfera (~4700 K). Esta estimación se obtiene al suponer un modelo de enfriamiento que inhibe la transferencia de calor por convección proveniente del interior de la estrella. En este trabajo, se propone una estimación alternativa de esta temperatura y se construye un código computacional para obtener esta medición. Tomando el banco de imágenes de las sondas SDO y SOHO, las cuales abarcan, en conjunto, un periodo de más de 15 años de observaciones, se ajusta un perfil de cuerpo negro modificado al espectro observado del Sol en nueve longitudes de onda, dentro del rango ultravioleta. Para realizar el ajuste, se mide la intensidad promedio por pixel de cada imagen y estos valores se ajustan a una ley de Planck, tomando como parámetro de ajuste a la temperatura. También se calcula la energía total emitida por medio de la ley de Stephann-Boltzman. Este procedimiento se realiza sobre 180 imágenes, las cuales son tomadas en distintos periodos del ciclo solar, esto con el fin de tener en cuenta la incertidumbre por muestreo, la cual incluye errores estocásticos. Como resultado se obtiene que la temperatura de ajuste es notoriamente mayor al valor estándar, con un valor de T = 20,000 K mas/menos 3000 K. Este resultado es consistente con la estimación de la ley de desplazamiento de Wien, que arroja una temperatura de 22,120 K grados para la longitud de onda pico (131nm) observada en el espectro solar. Se espera medir con mayor precisión este ajuste conforme vayamos obteniendo un mayor número de imágenes en nuevas misiones espaciales y con un rango más amplio de longitudes de onda observadas.

Manejo de grandes volúmenes de datos en el proyecto TAOS-II

Se espera que durante el proyecto Taos-II se obtenga un volumen de datos que sume alrededor de 2.25 Terabytes por noche de observación, 630 Terabytes por año y 3.1 Petabytes después de los cinco años del proyecto formados por aproximadamente 70 millones de archivos, en este trabajo se diseño el modelo de una base de datos que indique la ubicación de cada archivo así como el metadato que indique cuando fue creado, por quién, el objeto que se observó y otros detalles importantes que faciliten su uso y que cuenta con capacidades adecuadas de replicación en múltiples sitios para asegurar la disponibilidad y seguridad de los datos.

A model for the 1900Å blend for Population B quasars

In a recent statistical analysis of the Aliii emission line we studied a sample of 309 objects obtained from the SDSS DR16 (z$\sim$1.2-1.4). Following the Eigenvector 1 diagram for quasars, we found 67 Population B sources (Pop. B, quasars with a FWHM(H$\beta$) > 4000 km s$^{-1}$). For this sub sample, we obtained spectral measurements of the prominent lines in the 1900Å blend: Aliii$\lambda$1860, Siiii]$\lambda$1892, and Ciii]$\lambda$1909 using a combination of broad (BC) and very broad components (VBC) in a multi-component fit (Buendia-Rios et al. 2022 submitted). We showed the need to include a VBC to account for the Ciii] profilein that work. Now we are exploring the use of a VBC for Aliii and Siiii]. We can analyze the VBC emission considering: (1) the velocity field of the emitting regions is predominantly virial in Pop. B sources, as established by early reverberation mapping studies (Peterson & Wandel 1999, 2000), and (2) the VBC is a heuristic representation of the innermost part of the broad line region. Using a composite spectra of the Pop. B objects, we made an empirical approach to the 1900Å blend. We propose three fitting models : (1) only the BCs (M1); (2) a VBC assumed for Ciii] only (M2); (3) 3BCs and 3VBCs. The principal result is that the BC ratios Aliiiλ1860/Siiii]λ1892 and Siiii]λ1892/Ciii]λ1909 remain consistent for the three models. A second result is that for Siiii] and Aliii the VBC/BC ratio is <<1. This would indicate that the VBC contribution is negligible for these two lines. Their inclusion or omission does not seem to affect our multi-component model.

Análisis de curvas de luz para múltiples longitudes de onda de objetos NESS

El Nearby Evolved Stars Surve (NESS; Scicluna et al. 2022 MNRAS 512, 1091; https://evolvedstars.space) es un programa en curso que está obteniendo datos continuos y de línea $sub-mm$ de $CO$ para una muestra completa de 852 estrellas en el vecindario Solar $(d < 3 kpc)$. NESS tiene como objetivo estudiar la tasa y las propiedades de la materia enriquecida que las estrellas evolucionadas devuelven al ISM; explora la física de los vientos de estrellas polvorientas, particularmente su inicio y evolución temporal. Existe información de apoyo para una gran fracción de los objetivos NESS en una amplia gama de longitudes de onda. Por lo tanto, el conjunto de datos de NESS proporciona una muestra estadísticamente sólida para estudiar las propiedades de las estrellas evolucionadas. Las estrellas de rama gigante asintótica (AGB ) muestran variabilidad en una amplia gama de longitudes de onda. Aún no se ha realizado ningún análisis sistemático que haya tenido en cuenta esta variabilidad de múltiples longitudes de onda. Nuestro grupo está desarrollando un código (pgmuvi; Scicluna et al., en preparación) que utiliza enfoques modernos de ciencia de datos (procesos gaussianos, inferencia variacional, computación GPU) para estimar el espectro de potencia dependiente de la longitud de onda y la variabilidad con un tiempo de computación mínimo para conjuntos de datos arbitrarios. Cuando este código se aplica a los objetivos NESS, proporcionará información útil para una muestra limitada a una distancia en el vecindario solar. Usaremos scripts automatizados para compilar curvas de luz de longitud de onda múltiple de varios estudios en curso para investigar las correlaciones entre los parámetros de variabilidad derivados de pgmuvi y las propiedades estelares y circunestelares de las estrellas de nuestra muestra. En este póster, describimos el procedimiento y presentamos algunos resultados preliminares.

Evolución numérica del medio interestelar en una galaxia

En este trabajo se presenta un estudio hidrodinámico la evolución del medio interestelar de galaxias con brotes de formación estelar. Estamos considerando la formación estelar, la retroalimentación mecánica y metálica debido a los vientos de estrellas masivas y de las supernovas que se forman en cúmulos estelares masivos para estudiar la evolución metálica y dinámica del medio interestelar en galaxias con cúmulos estelares masivos . Para la inyección de vientos, nosotros estamos considerando modelos de síntesis de población estelar (i.e. SB99) para proponer tasa de inyección de masa, tasa de inyección de energía y metales inyectados como función de la edad de los cúmulos. En nuestros modelos numéricos estamos consideramos una función de enfriamiento dependiente de la metalicidad, lo cual nos permite conocer con mas detalle la dinámica del medio interestelar y hacer predicciones observaciones sobre este.

EllipSect: Una herramienta de análisis brillo superficial para GALFIT

El análisis de brillo superficial de las componentes estructurales de las galaxias como lo son los discos, barras, bulbos y anillos permite generar nuevos esquemas de clasificación, calcular el potencial gravitacional y comparar con predicciones de simulaciones de formación galáctica. Usando modelos parámetricos para ajustar el brillo superficial de estas galaxias es una manera de estudiar estas componentes. Para esto hay una variedad de diferentes modelos matemáticos para ajustar el brillo superficial de cada una de las componentes individuales de una galaxia. Una herramienta conocida para ajustar modelos bidimensionales de brillo superficial es GALFIT (Peng et al. 2002, 2010). Este programa permite ajustar una gran variedad de funciones estandar tales como los son las funciones Sérsic (Sérsic 1968), de Vaucouleurs (de Vaucouleurs 1948), Nuker (Lauer et al. 1995), Gaussian, entre otros. GALFIT calcula los parámetros de los modelos con sus errores y proporciona un archivo FITS de salida que contiene la imagen original, el modelo y el residuo. Sin embargo, el software no proporciona ninguna herramienta gráfica, ni tampoco información adicional que ayude a comparar la galaxia observada con sus modelos. Debido a esto, hemos desarrollado el código EllipSEct en el lenguaje python el cual permite extraer los perfiles de brillo superficial de los archivos de salida de GALFIT. El programa también calcula variables fotométricas que no son directamente calculadas por GALFIT, como lo son el brillo superficial al radio efectivo, radio al 90% de la luz, razón bulbo-total, Radio de Petrosian, radio de Kron, cielo de fondo, etc. Además EllipSect facilita al usuario información adicional que calcula la desviación de las galaxias con su modelo, como lo son el parámetro de Tidal (Tal et al. 2009), Bumpiness (Blakeslee et al. 2006), Akaike Information Criterion (Akaike 1978), Bayesian Information Criterion (Schwarz 1978).

Estudio fotométrico de los cúmulos abiertos NGC 1502, NGC 2682, NGC 2360 y Czernik 6

Presentamos un estudio de los cúmulos abiertos galácticos NGC 1502, NGC 2682, NGC 2360 y Czernik 6 en base a fotometría CCD en los filtros UBVRI de Johnson-Kron-Cousins y distancias del satélite GAIA. Los datos UBVRI fueron obtenidos en el Observatorio Astronómico Nacional en la Sierra San Pedro Mártir (OAN-SPM). Los datos de GAIA se obtuvieron del Data Release 3 (DR3). Utilizamos las distancias del catálogo GAIA para determinar la membresía estelar, la distancia promedio y estructura del cúmulo. Empleamos diagramas color-color, (U-B) vs (B-V), y color-magnitud, V vs (B-V), V vs (V-I) y V vs (V-R), para determinar los parámetros físicos: enrojecimiento interestelar E(B-V), metalicidad [Fe/H], distancia y edad. Para derivar E(B-V) utilizamos un método empírico en base a los colores intrínsecos de las Hiadas y de estrellas locales calibradas por Schmidt-Kaler (1982). Para estimar la metalicidad usamos el método δ_0.6 de Sandage (1969) y las calibraciones de Karatas y Schuster (2006). Para estimar las distancias y edades usamos las isócronas de PARSEC (CMD 3.6). En general, las distancias estimadas mediante el ajuste de isócronas a las secuencias de los cúmulos en los diagramas color-magnitud, coinciden razonablemente con las estimadas a partir de los datos de GAIA.

Efectos del campo magnético en el control de la fracción del gas frío a distintos radios galactocéntricos

El gas interestelar atómico se caracteriza por tener una estructura bifásica que resulta de la presencia del modo isobárico de la inestabilidad térmica que, a su vez, se origina por el balance entre los procesos de enfriamiento y calentamiento que operan en dicho gas. Una de las cantidades observables en relación con este fenómeno es la fracción de masa de gas frío (T $\sim$150 K, n$\sim$ 1-100 cm$^{-3}$). El objetivo de este trabajo es explorar si la presencia de campo magnético permite reproducir resultados observacionales recientes que parecen indicar que dicha fracción se mantiene aproximadamente constante para radios galactocéntricos de entre $\sim$10 y $\sim$20 kpc a pesar de la notable variación en las condiciones físicas del Medio Interestelar que ocurre entre dichos radios. Para ello se realizaron y analizaron simulaciones MHD en escalas de 250 pc, utilizando funciones de enfriamiento y condiciones iniciales adaptadas para describir las condiciones físicas del gas atómico a distintos radios galactocéntricos. Las fracciones que resultan de nuestros modelos son comparables a las obtenidas observacionalmente y, cuando se utiliza la misma temperatura máxima del gas frío, el comportamiento con el radio galactocéntrico es el esperado. Lo anterior sucede tanto en el caso en el que se utiliza el mismo valor del campo magnético inicial para todos los radios, como cuando se utilizan valores que decrecen con el radio. En este último caso, las fracciones obtenidas son más cercanas a los valores observados y la diferencia entre los valores obtenidos a radios de entre 11 y 18 kpc es menor.

Inferencia Indirecta de $M_{BH}$ utilizando ajustes bayesianos de la distribución espectral de energía, en datos de IFS

En esta charla presentaré los resultados de la selección de una muestra de 12 galaxias que cuentan con mediciones directas de la masa de sus agujeros negros centrales ($M_{BH}$) reportadas en la literatura y que además tienen datos públicos del proyecto “Mapping Nearby Galaxies at APO” (MaNGA) del consorcio internacional “Sloan Digital Sky Survey IV” (SDSS IV), o del catastro “Calar Alto Legacy Integral Field Area Survey” (CALIFA). Los cuales utilizaron la técnica observacional de espectroscopia de campo integral (IFS), por sus siglas en Inglés). Para todas estas galaxias se realizaron ajustes de la distribución espectral de energía (SED) a distintas aperturas centrales, para realizar ajustes simultáneos de las líneas de emisión del gas ionizado y del continuo estelar. Mostraré los resultados arqueológicos del ensamblaje de masa y la historia de formación estelar (SFH) de nuestra muestra de hoyos negos supermasivos. Discutiré cómo la presencia del hoyo negro supermasivo afecta la historia de formación estelar de las galaxias, en particular encontramos evidencias de que las galaxias observadas al día hoy sin formación estelar tuvieron un apagado muy temprano, $z>1$ dentro del kiloparsec central.

Espectrógrafo SCORPIO: Avances en la fabricación de la óptica de los brazos Infrarrojo y visible

El espectrógrafo SCORPIO (Spectrograph and Camera for the Observations of Rapid Phenomena in the Infrared and Optical) es el instrumento de nueva generación del Gemini Observatory, diseñado para dar seguimiento rápido a las fuentes identificadas en el Rubin Observatory Legacy Survey of Space and Time (LSST) y que será instalado en el Telescopio Gemini-South en el Cerro Pachon (Chile). SCORPIO es un instrumento muy versátil capaz de capturar imágenes en ocho bandas simultáneas, espectroscopia de banda ancha en el visible e infrarrojo. Además de la Astronomía en el dominio temporal, la variedad de modos de observación hacen de SCORPIO un instrumento poderoso y eficiente que será usado en una amplia variedad de programas de investigación. INAOE está encargado de fabricar diecinueve fold mirrors, espejos planos de alta precisión en irregularidad, para su fabricación se emplearon vidrios ópticos con muy bajo coeficiente de expansión térmica. Además, se fabricaron seis prismas de alta precisión para los sistemas VPH del brazo visible, los materiales empleados cuentan con parámetros mecánicos y térmicos no convencionales. Se muestra el proceso de fabricación de los componentes ópticos desarrollado en INAOE, se describe la maquinaria y equipo utilizados. Finalmente, se describe la metrología óptica utilizada y los resultados obtenidos.

Estudio de variabilidad de M87 con CTA

La radiogalaxia M87 (localizada a $\sim$16.4 Mpc), se caracteriza por presentar un solo jet (observable) y una emisión que ha sido detectada en todo el espectro electromagnético hasta energías de TeV. Debido a su cercanía y sus características, se han realizado campañas de observación para estudiar la dinámica y formación de jets, así como los procesos que originan la radiación no térmica observada en estos objetos. M87 ha sido detectada por los observatorios Fermi-LAT, HESS, MAGIC y VERITAS mostrando un espectro que presenta diferentes componentes de emisión que contribuyen al flujo total. También se ha observado variabilidad en su flujo en escala de meses, lo que sugiere la existencia de una segunda región de emisión además de la zona central de la galaxia. Sin embargo, variabilidad diaria también ha sido detectada especialmente durante estados de alta emisión. En este trabajo presentamos la capacidad de detección de M87 con CTA en base a simulaciones tras realizar una campaña de observación con duración de 4 años (1 hora de observación al día) en un rango de energía de 0.03 - 100 TeV, usando curvas de luz obtenidas de observaciones de Fermi para el mismo período de tiempo. Observamos que no es posible detectar una variabilidad diaria pero sí variabilidad mensual. También reportamos el tiempo mínimo requerido para detectar la fuente con una significancia de 5$\sigma$. Este proyecto fue realizado gracias al apoyo del proyecto PAPIIT IG101320.

Modelos de transferencia radiativa del polvo alrededor de estrellas con cascarón desprendido

Las estrellas de la rama asintótica de las gigantes (AGB) son uno de los principales productores de polvo en las galaxias. La tasa de producción de polvo (DRP) de una estrella AGB depende de las propiedades de la estrella central (luminosidad, temperatura, gravedad superficial, metalicidad, composición química de la fotosfera) y de las propiedades del polvo circunestelar (opacidad, geometría del cascarón, distribución espacial, distribución de tamaños/forma, composición química/mineralogía). La degeneración entre estos dos conjuntos de propiedades es difícil de resolver en estrellas AGB que están perdiendo masa continuamente, pues el cascarón de polvo oscurece la fotosfera estelar. Hacia el final de su evolución, las estrellas ABG presentan un cascarón de polvo, que está desacoplado de la estrella central, lo que nos permite examinar las propiedades del polvo a través de modelos de transferencia radiativa, en los que se pueden ajustar las propiedades fotosféricas. En este proyecto, se realizarán modelos de los cascarones de polvo desprendidos, para una pequeña muestra de estrellas AGB cercanas, cuyas propiedades fotosféricas están bien definidas por los estudios ya existentes en longitudes de onda ópticas, lo que permite un análisis sistemático de un gran conjunto de parámetros del polvo. En este póster, presentaremos resultados preliminares de nuestro modelo.

Desintegración de Agujeros negros

Poster divulgativo de Agujeros negros y radiación de Hawking

On the effect of rayleigh-taylor instability in protoplanetary discs

In order to improve the physical description and thus, the interpretation of the spectral energy distribution (SED) of innermost dusty regions in protoplanetary discs around brown dwarf (BD), and even very low mass stars (VLMS), we propose a model where the axisymmetry of the inner edge could be broken by partial magnetospheric truncation. We assume that the changes in the curved inner wall geometry in the tongue-like shape depend on the Rayleigh-Taylor instability (R-TIns) that generates density perturbations near the magnetosphere radius due to an innermost sublimation radius. We parametrize the shape of the inner wall to find a time-dependent model that enables us to explain the photometric near-Infrared variability and connect the changes in the inner disc structure with the amplitude of such variability. Moreover, we re-analyzed photometric measurements from near to mid-infrared wavelengths of a sample of 6 BDs and one VLMS in different cloud associations that other authors previously studied and we have achieved a fitting for the disc structure able to explain the SED for each of the objects in our sample. Finally, we also show that the flux change calculated between the perturbed and non-perturbed configurations models the observed variability in LRLL 1679. The magnitude changes due to these fluctuations slightly depend on the wavelength and they can present differences of up to 0.9 mag. We suggest that if the R-TIns persist for enough time, the features in the protoplanetary inner disc, e.g. inner holes or gaps could evolve.

Exploring the connection between uchii regions and their associated compact radio sources

When the radiation of young massive stars begins to photo-ionize the surrounding medium, it gives rise to the so-called Ultra-compact HII regions (UCHIIs) with typical sizes of $\sim 0.1$ pc, electron densities of $\sim$10$^{4}$ cm$^{-3}$, and emission measures (EM) of $\geq10^{6}$ pc cm$^{-6}$. Observations in the Galaxy suggest that massive stars spans about $\sim$10-20 % of its main sequence lifetime in the UCHII stage ($\mathrm{few}\times10^{5}$ yr), in contrast with a homogeneous expanding Stromgren sphere model ($\sim 10^{3}-10^{4}$ yr). This inconsistency is known as the lifetime-morphology problem (LMP). To try of explaining the LMP, it has been suggested that there must be neutral material into the UCHIIs being continuously photo-evaporated by the radiation of its the central star(s) (e.g neutral disks, over-densities, etc.), which, in turn, acts as a reservoir gas fo them. In special, it has recently revealed the presence of a rich variety of compact radio sources (CRSs) associated with the UCHIIs, very few of them showing natural properties matching those of the UCHIIs (e.g emission from photo-evaporated and shocked gas, gyro-synchrotron radiation from a magnetically-active corona of a young solar type star, gravitationally trapped ionized material, etc). In this work we shall discuss the possible natures of the CRSs found recently by us and how these could explain the LMP in their host UCHIIs.

Estudio de la evolución temprana de cúmulos estelares Jóvenes en el Complejo de la Rosetta a través de propiedades espectrales, físicas y cinemáticas

El complejo de la Rosetta es una importante región de formación estelar masiva localizada a menos de 2 kpc, que contiene varios cúmulos estelares jóvenes, y se encuentra en sus primeras fases de evolución. Como parte del sondeo SDSS APOGEE-2, se recolecto una muestra amplia de datos de espectroscopia infrarroja con la cual se determinaron varios parámetros estelares: Temperatura efectiva, gravedad superficial, abundancia química promedio y velocidad radial. También utilizando modelos de evolución estelar, se estimaron propiedades físicas de las fuentes (luminosidad relativa, masa y edad). Estos datos fueron complementados con datos de las propiedades cinemáticas obtenidas por observaciones de astrometría de precisión por parte del telescopio espacial Gaia. De este modo, fue posible realizar un estudio muy completo de la población de estrellas jóvenes en el complejo. A partir de la velocidad radial y tangencial se realizó un análisis estadístico con el cual se distinguen hasta 5 grupos cinemáticos. Haciendo uso de un mapa de emisión milimétrica de la línea 12 CO(3-2), pudimos hacer un análisis comparativo de las propiedades cinemáticas de las estrellas y de la nube en la que se formaron.

Estudio químico y dinámico de gas en flujos moleculares

Durante la formación de objetos de masa baja e intermedia se producen jets astrofísicos y/o vientos originados por la interacción entre el disco de acreción y la superficie de la estrella. Estos flujos juegan un papel crucial en la masa final del objeto estelar y en la estructuración del medio donde van a evolucionar las estrellas recién formadas. Los jets astrofísicos pueden observarse en objetos muy jóvenes, como lo son los Clase 0/I/II, donde la cantidad de moléculas en el flujo inyectado y en el medio interestelar permiten que los observemos en lineas de CO. Las observaciones indican que algunos de estos flujos no son completamente colimados y esto se puede deber a que el gas fue inyectado con un pequeño ángulo de apertura o que la precesión del objeto juega un papel importante en la evolución de este flujo. En este trabajo presentamos un estudio numérico/observacional del jet Cepheus E utilizando un código hidrodinámico 3D (en donde el enfriamiento molecular está considerado) para modelar las dos posibilidades y comparamos nuestros resultados con observaciones en la linea de CO (2-1) para determinar qué mecanismo es el mas adecuado para este problema.

Estudios de múltiples poblaciones estelares en la región del cinturón de Orión con GAIA-EDR3

La asociación de Orión OB1 clasicamente se asumía como una región en donde convergen diversas poblaciones estelares Pre-Secuencia-Principal (PSP) con estados evolutivos asociados secuencialmente al espacio que ocupa en el cielo. Particularmente, se considera que las sub-asociaciones 1a, 1b y 1cd localizadas de norte a sur, representan poblaciones de lo más viejo a lo más joven (entre ~10 y ~1 millón de años), respectivamente. Recientemente, censos cinemáticos y espectroscópicos (e.g., Kounkel et al 2018, Biceño et al 2019) basados en datos del telescopio espacial GAIA han demostrado que existen múltiples poblaciones en Orión OB1 que comparten la misma región en el cielo, pero que poseen distancias y propiedades cinemáticas ligeramente distintas. Particularmente, en la región del cinturón de Orión centrado en la estrella $\epsilon$ Orionis hemos detectado al menos cuatro poblaciones estelares PSP, con características cinemáticas distintas y localizadas a diferentes distancias. Basados en espectros obtenidos en el Observatorio Nacional San Pedro Mártir estamos caracterizando la fotosfera de una muestra de candidatos cinemáticas PSP que nos permitirá confirmar la naturaleza joven de la muestra y verificar los estados evolutivos de cada grupo cinemático.

pyHIIextractor y su aplicación para obtener un catálogo de regiones HII con datos de MUSE

Nosotros utilizamos la herramienta llamada pyHIIextractor para detectar y extraer la información de las principales características (posiciones y radios) de regiones ionizadas grumosas, por ejemplo, regiones HII, usando imágenes de la línea de emisión de Halpha. El código ha sido optimizado para utilizar datos de espectroscopia de campo integral con formato Pipe3D de alta resolución espacial, por ejemplo, los proporcionados por el espectrógrafo MUSE. Por lo que, aprovechando las características de este algoritmo, nosotros realizamos un catálogo de regiones HII y recuperamos la información de las propiedades de las lineas de emisión y de las poblaciones estelares subyacentes de dichas regiones, descontaminadas debido a la contribución del gas ionizado difuso, este catálogo es equivalentemente prometedor a la calidad de los datos con los que se realizó.

How good a method is machine learning to identify the nature of GRBs?

The recent discovery of the long GRB 211211A with a photometric association with a kilonova, reopened the debate on the correct classification of GRBs. In this paper, using machine learning techniques, mainly the tSNe method, in order to show how accurate the T90 (duration) classification is for GRBs. We show the results for the set of GRBs observed until 2020 by the {\itshape Swift}/BAT instrument. In addition, analysis are carried out with special subsamples of interesting features of GRBs (only one pulse, those associated with kilonovae, those with redshift). Finally, we fit the subsample of single-pulse GRBs in order to simulate synthetic light curves to study the visualization distribution of the tSNe machine learning method.

Propuesta experimental en el ámbito de la astrofísica para la detección de una masa fotónica

En la década de los 70’s se dio el apogeo del estudio a la corrección de la masa fotónica ; sin embargo, la tecnología no tenía el mismo alcance que hoy. Ahora se cuenta con más y mejores observatorios, es decir, maneras de medir más exactas. Sumado a esto, tomamos como base la hipótesis del artículo de F. M. Rieger y K. Mannheim, « Particle acceleration by rotation magnetospheres in active galactic nuclei », en el que se considera la generación de los pulsares del (hasta el día de hoy no se tienen identificados mecanismos de los que provengan los jets producidos por los Núcleos Galácticos Activos (NGA)), NGA como partículas que obedecen la ecuación de Dirac. Aquí es donde dos problemas que parecieran ser independientes, uno del otro, se relacionan: la masa del fotón y la identificación de los mecanismos de generación de jets en NGA. Nuestra propuesta considera que la distancia entre el pulsar y la Tierra cumple con la condición de que la longitud de onda asociada a una masa fotónica es mucho mayor al radio terrestre, ésta última como parámetro de referencia; utilizamos, para esto, la teoría de Proca para encontrar una diferencia en el flujo de energía y que nos de información sobre la cota superior de la masa fotónica.

Vientos moleculares empujadas por brotes de formación estelar

Los brotes de formación estelar en galaxias promueven la eyección de material del medio interestelar a grandes alturas de las galaxias huéspedes, llevando material procesado por las estrellas y parte de las nubes moleculares, que formaron las estrellas del brote, a grandes distancias galactocéntricas; bajo algunas condiciones este material se desliga del potencial gravitatorio de la galaxia huésped formando supervientos galácticos. Desde el inicio de este milenio, se han observado flujos de gas molecular (CO) que salen a grandes alturas en galaxias con formación estelar y en AGNs. Utilizando nuestras simulaciones de flujos reactivos (hidrodinámica y cinética de 31 especies atómicas/moleculares) axisimétricos, estudiamos el destino del gas molecular barrido por las ondas de choque que se forman debido al movimiento supersónico del flujo de material eyectados por los brotes de formación estelar. En nuestros modelos consideramos diferentes distribuciones de cúmulos estelares (donde la energía mecánica de todos ellos forman el brote de formación estelar) en discos en equilibrio hidrostático. Nosotros estamos utilizando funciones de enfriamiento moleculares que nos permiten modelar la emisión del gas molecular (principalmente en CO) y predecir la redistribución molecular en supervientos galácticos moleculares.

Halos de materia oscura como soluciones del sistema Schrödinger Poisson en 3D usando el método de mallas moviles adaptativas

En este trabajo se resuelve el sistema Schrödinger-Poisson (SP) en tres dimensiones para modelar la dinámica de halos de materia oscura escalar cuyos constitúyentes fundamentales son partículas tipo axion ultraligeras con masa de alrededor de $10^{-24}-10^{-22}$eV. Para resolver el sistema SP se usa el método de mallas moviles adaptativas (AMM) en el cual el objetivo es determinar una tranformación de un dominio uniforme lógico $\Omega_\text{L}$ a un físico con refinamiento por regiones $\Omega_\text{P} $. Como condiciones iniciales se consideran halos en equilibrio como soluciones estacionarias del sistema SP con simetría esférica en diferentes configuraciones. Se determinan soluciones numéricas fuera del equilibrio en diferentes casos: 1. Una configuración estacionaria, con malla adaptativa fija 2. Una configuración estacionaria con momento lineal inicial y una malla adaptativa movil 3. La colisión de dos configuraciones estacionarias idénticas con una malla adaptativa y 4. tres distintos escenarios de una configuración inicialmente de equilibrio atrapada en un potencial gravitacional fijo, en este ultimo caso con el fin de estudiar el fenómeno de "disrupting".

Búsqueda de emisiones tardías en GRBs similares al GRB 170817A con el Observatorio HAWC

Los estallidos de rayos gamma (GRBs; por sus siglas en inglés) se encuentran entre las fuentes más luminosas del Universo, y recientemente la detección de ondas gravitacionales (GW; por sus siglas en inglés) asociadas a estos eventos han reafirmado su importancia e interés. En particular, los destellos cortos se han asociado a la contraparte electromagnética de los GW, siendo el primero destello GRB 170817A asociado con el evento GW170817. Debido a su gran campo de visión y ciclo de trabajo, HAWC es un observatorio ideal para estudiar fenómenos transitorios durante y después de la emisión principal en el régimen de energías en TeVs. En este trabajo presentamos la búsqueda de emisión de TeV en el Observatorio HAWC desde el tiempo de su detección hasta los 200 días después en el evento GRB 170817A y otros con características similares a este. Este proyecto fue realizado gracias al apoyo del proyecto PAPIIT IG101320 y IN105921.

Simulaciones Cosmológicas con Materia Oscura Generalizada

En este trabajo se estudian poblaciones de Grupos Compactos de Hickson a partir de simulaciones cosmológicas en el contexto del modelo de Materia Oscura Generalizada (GDM). En este modelo, la materia oscura se describe como un fluido con tres funciones libres: la velocidad del sonido, la viscosidad y la ecuación de estado. En este trabajo se estudian 3 escenarios distintos de GDM asociados a valores fijos de las funciones libres los cuales se estiman de acuerdo a observaciones del CMB y LSS en el régimen lineal. En estos escenarios el modelo es muy cercano a CDM y por tanto, es válido despreciar efectos colisionales, sin embargo, se presenta un corte en el espectro de potencias inicial, el cual tiene efectos en la formación de estructuras a pequeñas y medianas escalas en el regimen no lineal. En este trabajo se estudian dichos efectos a través de simulaciones cosmológicas de N-cuerpos. A partir de los datos de las simulaciones, se generaron catálogos de galaxias (“mock catalogues”) con los cuales se clasificaron Grupos Compactos de Hickson (HCGs) . Para ello se creo un algoritmo de clasificación que considera medidas de referencia de los HCGs observados. Estos últimos, son agrupaciones de entre 4 y 10 galaxias dentro de una región compacta en comparación con el tamaño de las galaxias miembro, estos sistemas se caracterizan por tener una dispersión de velocidades y densidad altas. El estudio de estos sistemas resulta interesante para estudiar las propiedades de la materia oscura a medianas escalas en estructuras dinámicamente activas. Por consiguiente, analizaremos algunas de las propiedades geométricas e intrínsecas de dichas agrupaciones en los diferentes escenarios de GDM y CDM. Asimismo, se presentará una comparación entre modelos y con las observaciones, lo que involucra el conteo de grupos y los diferentes mecanismos de aglomeración presentes en las poblaciones de estos sistemas.

Modelo cinemático de la estructura espiral de la Vía Láctea

Calculamos un diagrama lv sintético para un modelo cinemático de la estructura no-axisimétrica del disco gaseoso de la Vía Láctea. Este modelo incluye parámetros ajustables que incluyen la longitud de escala de la densidad, las posiciones y ángulo de ataque de los brazos espirales, el contraste brazo/interbrazo, velocidades no circulares asociadas a la espiral, entre otros. Este modelo puede ser ajustado a observaciones de mapas de CO y HI con el fin de obtener estimaciones de los parámetros estructurales de la espiral de nuestra galaxia.

Dinámica de las auroras polares en Júpiter

En este proyecto de investigación se describirá la física detrás de las auroras polares en el planeta Júpiter apoyado en la información que ya poseemos sobre estos bellos fenómenos en la Tierra. Además, analizaremos los procesos electrodinámicos de su formación, la distribución del campo magnético Joviano, la composición y los colores de las auroras, las cargas provenientes del Sol y de Ío (uno de los cuatro satélites principales de Júpiter). Por último, se mencionará sobre los instrumentos de monitoreo del clima espacial de Júpiter que nos ayudan a tener un mejor entendimiento del tiempo en el gigante gaseoso.

X-ray and IR search for highly absorbed AGNs in the AKARI NEP Deep Field

In this work we focus on the X-Ray and IR (infrared) spectral analysis of AGNs (Active Galactic Nuclei) on the AKARI NEPD Field (AKARI North Ecliptic Pole Deep Field). AKARI conducted deep ($\sim0.4$ deg$^2$) surveys around the North Ecliptic Pole with its InfraRed Camera (IRC) and nine filters continuously covering the $2-25$ $\mu$m range. This unique feature has enabled us to make sensitive detection of AGN candidates, based on the Spectral Energy Distribution (SED) fitting, where we can obtain the IR luminosity of the AGN component from hot dust emission in the AGN torus ($L_{\rm IR,AGN}$). Combining this with our Chandra X-ray data on the same field helps us to identify highly absorbed AGNs, including Compton-thick ones. In this poster, we present spectral analysis of more than 100 X-ray sources that have available photometric or spectroscopic redshifts obtaining the absorption column density ($N_{\rm H}$) and the X-ray luminosity ($L_{\rm X}$). We compare $N_{\rm H}$ and $L_{\rm X}/L_{\rm IR,AGN}$ to verify that the latter quantity is an indicator of absorption. Then, use $L_{\rm X}/L_{\rm IR,AGN}$ or its upper limit to IR-selected AGNs to identify highly absorbed AGNs.

Construcción de mapas de densidad de materia oscura con redes neuronales

En este cartel se trabajó con el proyecto “Illustris“, que es una simulación cosmológica a gran escala, enfocándonos específicamente en la generación de imágenes de la densidad de materia bariónica y la densidad de materia oscura, tomando los datos de las simulaciones TNG-50 y TNG-300, en las cuales se tienen medidas de 50 Mpc y 300 Mpc respectivamente. Se realizó zoom a los mapas de densidad de materia bariónica que tuvieran formas de galaxias realistas y zoom al respectivo mapa de densidad de materia oscura, con dichas imágenes se generaron set de datos con los que se entrenó una inteligencia artificial basada en “deep learning” la cual tiene como imágenes de entrada los mapas de densidad de materia bariónica y predice los respectivos mapas de densidad de materia oscura. Este trabajo tiene como objetivos comprobar las predicciones del modelo ΛCDM respecto a la materia oscura específicamente la distribución de densidad y los patrones de formaciones de galaxias. A futuro se espera disminuir el tiempo de cálculo de las simulaciones cosmológicas, que las imágenes generadas correspondan con observaciones reales y aumentar la calidad de las imágenes con otro modelo de inteligencia artificial.

Detección de gas altamente ionizado en el Medio Circungaláctico de la Vía Láctea hacia diferentes líneas de visión utilizando la técnica de stacking

Uno de los enigmas astrofísicos actuales es el de los bariones y metales perdidos a escalas galácticas. Estudios rescientes apuntas a que estos bariones y metales faltantes podrían residir en el las componentes del medio circungaláctico (CGM). En el presente trabajo utilizamos observaciones de rayos-X hacia diferentes líneas de visión de galaxias Seyfert 1 y QSOs para estudiar la presencia de la componente caliente del CGM de la Vía Láctea. Nuestros resultados muestran la presencia de líneas de absorción de elementos altamente ionizado como Mg XII y Si XIV a un corrimiento al rojo z = 0, indicando la presencia de gas altamente ionizado en una componente muy caliente del CGM de la Vía Láctea. Centramos la discusión en la veracidad de nuestros resultados, en la cantidad de gas ionizado presente en estas fases, en la morfología y extensión de esta componente y en las implicaciones en modelos de evolución galáctica.

Estudio del sistema protoplanetario HL Tau: confrontando observaciones con simulaciones numéricas

El tema que abordamos en este trabajo, formación planetaria en discos protoestelares, representa un problema abierto en la astrofísica contemporánea. Observaciones recientes de muy alta resolución nos han dado información más detallada de la estructura y dinámica de estos discos, lo cual ha permitido calibrar los modelos teóricos. En este trabajo presentamos un estudio numérico para estudiar la evolución de un disco de gas y polvo, alrededor de una estrella en formación. En particular, estudiaremos la influencia que los planetas ejercen en el disco y tomaremos como caso de estudio el sistema HL-Tau, cuyas propiedades estructurales y dinámicas estan mejor determinadas observacionalmente. Estudios numériocos previos han mostrado que los planetas son capaces de abrir brechas y formar anillos concéntricos en el disco de polvo, estructuras que se observan comúnmente en estos sistemas. Sin embargo, estos estudios teóricos no consideran un ingrediente esencial en la evolución del polvo: su crecimiento por coagulación a medida que los granos de polvo caen al plano medio del disco. Este fenómeno, en principio, es necesario para la formación planetaria. Así, en este trabajo extendemos estos estudios para considerar el crecimiento de polvo y determinar la influencia de planetas preexistentes en la morfología de la fase de polvo para comparar con la contraparte observacional. Los anillos generados podrían funcionar como trampas de polvo, donde el polvo se puede coagular hasta formar protoplanetas.

Detección de vientos Ultra Rápidos en la Galaxia Narrow Line Seyfert 1 Mrk 110

Los vientos impulsados para los Núcleos Activos Galácticos (AGNs) son uno de los mecanismos fundamentales por el cual el agujero negro supermasivo interactua con su galaxia anfitriona. Reportamos el estudio de vientos sub-relativistas observados en la galaxia Narros Line Seyfert 1 Mrk 110, con un total de 275 ks de observación del satélite XMM-Newton. Dichos vientos se detectan como líneas de absorción en espectros de rayos-x en alta resolución por el espectrógrafo RGS (Reflection Grating Spectrometer) correspondientes a iones de C, N, O, Ne y Fe. Las líneas identificadas muestran por lo menos 2 UFOS (Ultra Fast Outflows) con velocidades de 40800 km/s y 12800 km/s respectivamente, además su estado de ionización y densidad columnar son significativamente menores a los observados en UFOs altamente ionizados.

Modelos de galaxias de la muestra THINGS

En este trabajo presentamos modelos de una muestra de galaxias en 3 bandas (ultravioleta, óptico e infrarrojo). Los modelos se realizaron con Galfit que es una herramienta para extraer información sobre galaxias, estrellas, cúmulos globulares, discos estelares, etc., mediante el uso de funciones paramétricas para modelar objetos tal como aparecen en imágenes digitales bidimensionales (en nuestro caso imágenes de GALEX, SDSS y 2MASS). En su uso más simple, Galfit permite ajustar un modelo elipsoide a perfiles de luz en una imagen. Este trabajo es parte de un proyecto mayor que tiene como objetivo estudiar los gradientes de metalicidad en la muestra de galaxias THINGS (por sus siglas en inglés "The H I Nearby Galaxy Survey"). Los resultados de nuestros modelos, nos permitirán usar parámetros como el radio efectivo, el ángulo de inclinación, entre otros, para estudiar los gradientes de metalicidad en cada una de las galaxias.

Fotometría espacial y observaciones espectroscópicas de la estrella tipo $\delta$ Scuti binaria KIC 2162283

Presentamos los resultados de la espectroscopía terrestre y de la fotometría de muy alta precisión de los satélites KEPLER y TESS de la estrella pulsante tipo $\delta$ Scuti KIC 2162283 miembro de un sistema binario. Un total de 15 espectros estelares se adquirieron en el Observatorio Astronómico Nacional en San Pedro Mártir en dos temporadas en el año 2019, con el espectrógrafo Echelle REOSC montado en el telescopio de 2.12m. El análisis de la curva de velocidad radial revela que KIC 2162283 es una estrella binaria espectroscópica de una linea (SB1) con un periodo orbital de 0.91 dias, una semi-amplitud $K_{1} = 5.1 \pm 1.7$ Km/s y una velocidad sistémica $\gamma = -4.9 \pm 2.1$ Km/s. Usamos el código iSpec para derivar un tipo espectral Am+F, una $T_{eff} = 7050 \pm 100$ K y una gravedad superficial $log g 4.1 \pm 0.1$ dex. El análisis de las curvas de luz revela un espectro de amplitudes de las oscilaciones distribuidas en tres grupos de frecuencias, siendo las de mayor amplitud $f_{1} = 2.2$ c/d, $f_{2} = 18.2$ c/d y $f_{3} = 8.7 $ c/d. Las frecuencias de oscilación se asocian a harmónicos del periodo orbital y a oscilaciones intrinsecas de la componente pulsante. Se discutirá el estado evolutivo del sistema binario en el contexto de otros sistemas binarios con componente pulsante y la posible presencia de una tercera componente a partir del efecto LTTE (Light Travel Time Effect) en el diagrama O-C.

El Telescopio Espacial James Webb y los Puntos de Lagrange

Los trabajos de Louis Joseph Lagrange sobre el problema de los tres cuerpos permitieron conocer ubicaciones en un sistema de dos masas, en las cuales existía un equilibrio y al colocar una tercera masa, ésta orbitaria en forma sincrónica con el sistema; una de estas ubicaciones es aprovechada por el recientemente lanzado Telescopio Espacial James Webb el cual corresponde al llamado punto de Lagrange L2 que, a pesar de la inestabilidad que presentaría un cuerpo en el mismo, es posible obtener beneficios de él, tales como una mejora en la comunicación con la Tierra, así como permitir un correcto funcionamiento de sus componentes manteniéndolos a temperaturas extremadamente bajas aun estando en constante interacción con el Sol. Sin embargo, podemos encontrar un problema: su inestabilidad. En el presente trabajo exploraremos a fondo todos estos temas y entenderemos porque a pesar de la inestabilidad del punto L2 es muy beneficioso. Así mismo la metodología utilizada durante la elaboración del presente trabajo se basa exclusivamente en la revisión y análisis de artículos científicos siguiendo un riguroso criterio de selección, mismos que en su mayoría fueron escritos al idioma español.

Ampere: next-generation inference for incomplete models and complex datasets

Astronomy is now in an era of complex multifaceted datasets. The interpretation of these datasets – in particular, quantitative comparisons to models – suffers significantly when the model is unable to capture all aspects of the dataset. However, recent advances in flexible likelihood functions are driving progress in this domain. We present a Python package, ampere, which leverages these advances to provide a general framework for Bayesian inference when your model does not capture all the features of your dataset. We are applying ampere to infer the properties of dust in a range of environments, from nearby stars to AGN tori. Of particular interest are the winds of AGB stars, where the physics and chemistry of dust formation can be studied in detail. The dust formed in their inner winds not only plays a key role in driving mass loss, but is also the source of interstellar dust and metals which will eventually form new generations of stars and planets. By fitting full radiative-transfer models to a sample of AGB stars with ampere, we explore the variation of dust mineralogy between sources in the Milky Way and the Magellanic Clouds. Our method allows us to take into account the degeneracy in the various input parameters; we are thus able to address the problem in a systematic manner.

Detección y análisis de una señal relacionada a un Estallido de Radio tipo III

M. Ortiz y A. Lara Los estallidos de radio tipo III (ERS III), son fenómenos que tienen su origen en la corona solar y están asociados a haces de electrones acelerados hasta alcanzar pequeñas fracciones de la velocidad de la luz (de 0.10 a 0.3 c) y son producidos durante el fenómeno de reconexion magnética que está relacionado con las erupciones solares. Tales haces de electrones, afectan el medio ambiente que radia a la frecuencia de plasma o su primer armónico. Tienen su origen en la corona muy baja (frecuencias altas) y se propagan hasta 1 AU por lo que su frecuencia de emisión se desplaza rápidamente en función del tiempo. El 30 de abril de 2022 se detectó una señal relacionada con un ERS III con el espectrómetro CALLISTO de la estación UNAM, CDMX. En este trabajo, se presenta un análisis detallado relacionado con dicho evento que fue detectado por diferentes estaciones de la red e-CALLISTO. Keywords: ERS III, CALLISTO.

Astrobiología en México: Actividades de la Sociedad Mexicana de Astrobiología

En este trabajo presentamos un panorama global de las actividades de la Sociedad Mexicana de Astrobiología (SOMA). Se presentar brevemente las investigaciones que llevan a cabo algunos de sus miembros activos, así como las labores de difusión y enseñanza.

Blázares dectectados por Fermi-LAT como progenitores de neutrinos de altas energías

A más de un siglo de su detección por Victor Hess, el orígen de los rayos cósmicos de altas energías (E > 10$^{17}$ eV) permanece en debate. Los Núcleos Activos de Galaxías (NAGs) son potenciales candidatos para poder acelerar rayos cósmicos hasta estas energías. La señal de estos aceleradores estaría compuesta por un flujo de rayos gamma (E$_{\gamma}$ > 1 GeV) y de neutrinos (E$_{\nu}$ > 1 TeV) de altas energías. La detección del neutrino IceCube-170922A marcó un presente en la astronomía moderna. Está señal detectada por el observatorio de neutrinos IceCube, produjó una intensa campaña de observaciones realizadas por por telescopios terrestres y satelites en distintas frecuencias electromagneticas en la dirección de arribo del neutrino. Dicha busqueda localizo al blázar TXS 0506+056 dentro de la región de incertidumbre del neutrino, el cuál se encontraba en estado de \textit{flare} en multifrecuencias, que van desde el radio hasta rayos gamma (E$_{\gamma}$ $\sim$ 100 GeVs). Esta detección en coíncidencia temporal con una fuente electromagnetica en estado de \textit{flare} correspondio a la primera en asociar a los blazares con estas particulas. En este trabajo, estudiamos blázares que emiten en rayos gamma (50 MeV - 1 TeV) reportados en el cuarto catálogo de NAGs del instrumento \textit{LAT}, el cual cubrio 10 años de operaciones, y ademas que se encuentren dentro de la región de incertidumbre de la detección de neutrinos detectados por IceCube. Estimamos el flujo de neutrinos que pueden producir estas fuentes y calculamos el número de neutrinos que podrían ser detectados en un observatorio de neutrinos con un volumen de 1 km$^{3}$.

Estudio de los efectos del campo magnético en la distribución de presiones térmica y magnética en el gas atómico neutro con propiedades similares a la vecindad solar

El gas atómico neutro se caracteriza por tener una estructura multifásica, se encuentra predominantemente segregado en dos fases: frío (CNM) y tibio (WNM). El comportamiento bifásico del gas atómico neutro se debe al desarrollo de la inestabilidad térmica. En este trabajo se muestra un modelo o predicción para la distribución de presión térmica y magnética en la fase fría del medio atómico neutro con propiedades similares a la vecindad solar en presencia de campo magnético. Para esto se calcularon y analizaron histogramas para la presión térmica y magnética del gas resultantes de simulaciones numéricas que modelan el gas atómico neutro. En los histogramas de presión térmica se observaron variaciones sistemáticas con el aumento del campo magnético inicial, $B_0$, para la parte de altas presiones. Mientras que en los histogramas de la presión magnética, los picos del histograma se desplazan respecto a la presión magnética inicial. Con el aumento de $B_0$, el desplazamiento del pico disminuye. Además, se ajustó a los histogramas una PDF GME (Gaussiana Modificada Exponencialmente). La forma de la distribución GME se puede describir a través de un parámetro, $k$, que cuantifica la importancia relativa de las contribuciones gaussiana y exponencial. El análisis de este parámetro dio como resultado ajustes más exponenciales para la distribución de la presión térmica y ajustes más gaussianos para la presión magnética. Finalmente se encontró que para las distribuciones de presión térmica del gas más frío, $T<100$~K, el parámetro $k$ aumenta al incrementarse $B_0$, por lo que podría usarse como una forma indirecta de medir la intensidad del campo magnético. De esta manera, dada una distribución de presión térmica observada en una región fría, a la cual se ajusta una función GME para determinar el parámetro $k$, se podría obtener el valor de la presión magnética correspondiente.

Morfología y cinemática de la nebulosa planetaria NGC 2452

La Nebulosa Planetaria NGC 2452 es producto de la evolución de una estrella tipo WR, y muestra una morfología muy particular. A partir de observaciones espectroscópicas de alta dispersión se presenta un estudio morfológico y cinemático de NGC 2452. Las observaciones fueron obtenidas con el espectrógrafo MEZCAL (MES) en el Telescopio de 2.1m del Observatorio Astronómico Nacional en San Pedro Mártir (OAN-SPM). Se presenta un modelo preliminar de la estructura básica de la nebulosa realizado con el paquete ShapeX. Nuestro modelo coincide razonablemente con las observaciones. Investigación realizada gracias al programa UNAM-PAPIIT IN106720.

Diagramas posición velocidad de cuatro nebulosas planetarias como herramienta para el estudio de discrepancias en las abundancias

El estudio de Nebulosas Planetarias presenta un problema en la determinación de abundancias químicas dentro de su composición. La abundancia química juega un papel muy importante en el análisis de la evolución estelar, a su vez, es útil para explicar la evolución química galáctica y la evolución del universo. Los estudios indican que las abundancias medidas con las líneas de recombinación (permitidas) son mayores que las encontradas con las líneas de colisión (prohibidas). Esta diferencia es referida como el factor de Discrepancia de Abundancias (ADF). Con el objetivo de estudiar la discrepancia, en este trabajo se analiza la cinemática de líneas en emisión de cuatro nebulosas planetarias: Hen 2-131, IC 4191, NGC 2867 y NGC 6439. Las observaciones se realizaron con el espectrógrafo UVES (Ultraviolet and Visual Echelle Spectrograph) en el telescopio Very Large del European Southern Observatory. Los resultados se interpretan en términos de la existencia diferentes dos componentes del plasma en la nebulosa.

Efectos de las librerías de poblaciones estelares en el análisis de los espectros de galaxias

La técnica de Síntesis de Poblaciones Estelares (Stellar Population Synthesis - SPS) busca derivar las componentes de una galaxia a partir de la Distribución de Energía Espectral (Spectral Energy Distribution - SED), ya que la SED contiene la información de las propiedades físicas de las poblaciones estelares tanto en las galaxias. La técnica de SPS se realiza con base en ciertas suposiciones, entre las cuales las más importantes son: (1) una función inicial de masa (Initial Mass Function - IMF), (2) unas Isocronas concretas y (3) una librería de espectros estelares dada. Mediante esta técnica se obtiene un Espectro Sintético de una Población Simple (Simple Stellar Population-SSP) que es la suma de los espectros de todas las estrellas que se formaron en un tiempo dado, es decir, en el mismo brote y mismo gas (con la misma mezcla química). Estas SSPs se pueden utilizar como base para descomponer los espectros observados de las galaxias (y regiones dentro de las mismas) para derivar propiedades físicas. En este camino existen múltiples factores que pueden afectar a los resultados . Entre todos ellos, la selección de las SSP, ya que se corre el riesgo de sobremuestrear, y se pueden producir diferentes grados de incertidumbre y degeneraciones entre los parámetros. Este trabajo pretende delimitar el número de SSPs utilizadas y su muestreo en edades y metalicidades para evitar el sobremuestreo de las mismas, caracterizando las incertidumbres y degeneraciones. Esto se hará haciendo una comparación 1 a 1 en el espacio de observaciones (espectros). Es decir, fijando una edad (metalicidad) y comparando los espectros de las SSPs con las demás de la misma metalicidad (edad), utilizando como criterio de bondad la Chi^2 reducida.

Herramientas de visualización para caracterización de eyecciones de masa coronal (CME)

La observación de la corona solar en luz blanca requiere de telescopios especiales llamados coronógrafos, que ocultan el disco solar impidiendo que el brillo de la fotosfera llegue al observador. Estas imágenes digitales contienen la información del brillo integrado a lo largo de la línea de visión en cada uno de los píxeles que la conforman y de estos se requiere encontrar las características de las estructuras observadas en función del tiempo. En este trabajo abordamos varias preguntas que surgen del análisis de dichas observaciones: ¿Cómo puede caracterizarse una estructura 3D a partir de una imagen de dos dimensiones? ¿Qué propiedades de dichas estructuras pueden obtenerse a partir de estas observaciones? Además, en este trabajo se exponen algunos de los procedimientos para obtener las propiedades de estructuras coronales y algunas de las herramientas para visualizar los datos.

Curvas de rotación de asteroides con el Obsevatorio Estelar Carl Sagan de la Universidad de Sonora

Actualmente se conocen más de 1.1 millones de asteroides que orbitan en diferentes regiones del sistema solar, con una gran mayoría habitando en el llamado cinturón principal, que se ubica entre las órbitas de Marte y Júpiter. Las características físicas básicas de los asteroides más brillantes son en general conocidas, sin embargo, para un gran número de ellos éstas no han sido estudiadas en detalle. En el Observatorio Estelar Carl Sagan (OECS) de la Universidad de Sonora, se tiene una campaña permanente de estudio de asteroides principalmente para obtener su curva de luz y con ella determinar su periodo de rotación. El estudio de asteroides es un programa básico que sirve para capacitar estudiantes en técnicas observacionales y de reducción de datos, lo cual permite su incorporación a otros programas de observación más complejos. En este trabajo presentamos un resumen de los objetos estudiados durante los años 2021 y 2022, donde se incluye la aportación de estudiantes de la Licenciatura en Fisica de la Universidad de Sonora. Adicionalmente, se presentan resultados para objetos en nuestra base de datos observados en años anteriores y que hasta ahora no habían sido estudiados con detalle.

Aplicación de redes neuronales para reconstruir perfiles de densidad de halos de materia oscura en sistemas galácticos

En este proyecto se estudiarán conceptos básicos sobre la dinámica y cinemática galáctica así como la formación de estructuras a grandes escalas en el régimen no lineal. A su vez, se identificarán halos de materia oscura en simulaciones de N- cuerpos y se utilizará el método Markov-Chain-Monte-Carlo (MCMC) para determinar los parámetros correspondientes a los perfiles de densidad y con ello también se determinarán las curvas de rotación de estos los resultados como datos de entrenamiento de una red neuronal la cuál sea capaz de reconstruir los perfiles de halos de materia oscura de sistemas reales a partir de ciertas características tomadas de catálogos como la dispersión de velocidades, radio de virialización y magnitud.

On the metal content of highly accreting quasars

We present an analysis of UV spectra (SDSS DR12) of quasars at intermediate redshifts (z≈2)  believed to be accreting at high rate, extreme Population A (𝐿$_{𝑏𝑜𝑙}$/L$_{𝐸𝑑𝑑}$ ~1) quasars according to Marziani & collaborators, aimed to estimate  the chemical abundances of the broad line emitting gas. We follow  the approach described in Sniegowska et al. (2021), but extending their sample from 13 to 42 sources. The basis of our analysis are multi-component fits made with the IRAF specfit routine in three regions of the spectra centered at 1900, 1550 and 1400 Å in order to deblend the broad components of Al III, C III], C IV, He II and Si IV + O IV] and the blue excess of the features. With these results we estimated 1) the metal content, comparing observational flux ratios with synthetic flux ratios from CLOUDY simulations (for fixed and relaxed parameters) and 2) correlation between diagnostic ratios and physical parameters.

"Estudio de galaxias barradas de alto y bajo brillo superficial en la simulación cosmológica IllustrisTNG"

En este trabajo estudiamos la presencia de barras estelares en galaxias de bajo brillo superficial (LSBs por sus siglas en inglés) en contraposición de galaxias de alto brillo superficial (HSBs), empleando la simulación cosmológica TNG100 del proyecto IllustrisTNG. La muestra se compone de 4,224 galaxias de disco a $z=0$ en un rango de masas de entre $10^{10}$ y $10^{11.5}$ $M_{\odot}$. Al segregar la muestra entre galaxias LSBs y HSBs se encuentra que la fracción de LSBs barradas es del $24 \%$, menor al $28 \%$ que se encuentra para el caso de HSBs. A masas menores a $10^{11}$ $M_{\odot}$ encontramos que la fracción de galaxias barradas es siempre superior para la muestra HSBs que para la muestra de LSBs, con una inversión a altas masas. Analizando diferentes parámetros que pudieran estar provocando esta diferencia en la fracción de galaxias barradas, exploramos el efecto que tiene el parámetro de espín, la fracción de masa en gas y la fracción de bulbo total. Encontramos que a bajas masas la diferencia de la fracción de galaxias barradas entre LSBs y HSBs se debe a que las LSBs tienen sistemáticamente valores mayores del parámetro de espín y una fracción de gas mayor que las HSBs, siendo ambos parámetros supresores de la formación/crecimiento de barras. A altas masas, la fracción de galaxias barradas es mayor para el caso de LSBs debido a que éstas tienen una fracción de bulbo menor que las HSBs, lo que favorece la presencia de barras en este tipo de galaxias.

Galaxy Maquila: propiedades estructurales y dinámicas de las galaxias

Galaxy Maquila es un proyecto para el estudio de la estructura, clasificación y dinámica de las galaxias, mediante el modelado del brillo superficial de las galaxias y sus propiedades espectrales. Para tal fin empleamos grandes catastros como SDSS, 2MASS, WISE y el Hubble Legacy Archive, entre otros. Este es un proyecto que se ha venido desarrollando desde hace más de 10 años en el Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica. Ocho generaciones de estudiantes de verano de los programas de la Academia Mexicana de Ciencias, el Programa Delfín e incluso estudiantes internacionales han trabajado en este proyecto. Todos apoyados el programa Verano de la Investigación Científica en el INAOE (VICI). Recientemente publicamos los resultados de tres generaciones de estudiantes de verano, junto los resultados de la tesis doctoral de Emmanuel Ríos-López (Ríos-López, E. et al., 2021, MNRAS,507, 5952). Otros resultados ya están preparándose para su publicación. Aquí presentamos los resultados de Galaxy Maquila 2022 donde hemos estudiado una muestras de galaxias espirales de canto (edge-on) y en planta (face-on) escogidas del catastro CALIFA junto con otras de más cercanas. Para caracterización del brillo superficial usamos el paquete GALFIT aplicado a submuestras dee los catastros 2MASS y WISE. Estamos explorando las curvas de rotación y la dispersión de los discos y su relación con los parámetros estructurales del disco como la scale legth ($ h_R, h_z$) y el brillo superficial central ($\mu_0$). También estamos estudiando la clasificación morfológica y dinámica de los bulbos de las galaxias seleccionadas.

Galaxy Maquila: la estructura del disco de la galaxia NGC 5170

Presentamos el resultado de la galaxia en proyección de canto NGC 5170. Para tal fin hemos ajustado el brillo superficial del disco y el bulbo de esta galaxia usando la función $Edge-on\, disk\, function$ del programa GALFIT, usando datos del catastro 2MASS. Hemos usado datos cinemáticas de la literatura para explorar el halo de materia oscura de esta galaxia.

Galaxy Maquila: la estructura del bulbo y el disco de la galaxia NGC 3938

Hemos seleccionado la galaxia en proyección en planta de la galaxia Sc NGC 3938, Hemos ajustado el brillo superficial del disco y el bulbo de esta galaxia usando las funciones Sérsic + $Edge-on\, disk$ del programa GALFIT aplicado a datos del catastro 2MASS. los datos cinemáticas los hemos tomado de la literatura. Deseamos explorar la dispersión de velocidades del disco en la dirección vertical ($z$) y la masa del disco.

Galaxy Maquila: la estructura de la galaxia NGC 2613

Presentamos el resultado del estudio de la estructura de la galaxia NGC 2613. Para tal fin hemos ajustado el brillo superficial del bulbo y el disco usando el pograma GALFIT, usando datos del catastro 2MASS. Hemos usado datos de 21 cm tomados de la literatura para explorar la curva de rotación de esta galaxia e inferir la masa del disco y el halo de materia oscura.