The NSF-DOE Vera C. Rubin Observatory and The Legacy Survey of Space and TIme

The NSF-DOE Vera C. Rubin Observatory is nearing completion in Chile, and in 2025 will begin the ambitious Legacy Survey of Space and Time (LSST) creating the largest astronomical data set in history. Rubin will relentlessly scan the sky for 10 years enabling us to explore the nature of dark matter and dark energy; to inventory the Solar System and map the Milky Way at unprecedented depths; and, to reveal millions of transient phenomena on a nightly basis. Dr. Strauss will overview the scientific mission, provide an update on the late stages of construction and preparations for the start of survey operations, and present a broad overview of the unique education and public outreach program of Rubin Observatory. Attendees will learn about our platform for researchers to quickly and easily deploy "citizen science" projects to harness the power of volunteers around the globe in data analysis, as well as professional development resources and workshops for high school and college science teachers.

Reconstructing Cosmic History: JWST-Extended Mapping of the Hubble Flow from z$ \sim $0 to z$ \sim$7.5 with HII Galaxies

Over twenty years ago, Type Ia Supernovae observations revealed an accelerating Universe expansion, suggesting a significant dark energy presence, often modelled as a cosmological constant, $\Lambda$. Despite its pivotal role in cosmology, the standard $\Lambda$CDM model remains largely underexplored in the redshift range between distant SNIa and the Cosmic Microwave Background. This study harnesses the James Webb Space Telescope's advanced capabilities to extend the Hubble flow mapping across an unprecedented redshift range, from \( z \approx 0 \) to \( z \approx 7.5 \). Utilising a dataset of 231 HII galaxies and extragalactic HII regions, we employ the \(\text{L}-\sigma\) relation, correlating the luminosity of Balmer lines with their velocity dispersion, to define a competitive technique for measuring cosmic distances. This approach maps the Universe's expansion over more than 12 billion years, covering 95% of its age. Our analysis, using Bayesian inference, constrains the parameter space $\lbrace h, \Omega_m, w_0\rbrace = \lbrace 0.731\pm0.039, 0.302^{+0.12}_{-0.069}, -1.01^{+0.52}_{-0.29}\rbrace $ (statistical) for a flat Universe. These results provide new insights into cosmic evolution and suggest uniformity in the photo-kinematical properties of young massive ionizing clusters in giant HII regions and HII galaxies across most of the Universe's history.

Asymmetric Galaxies in TNG50

The great catalogs, along with cosmological simulations, have been used to create the $\Lambda$CDM (Lambda Cold Dark Matter) model, which is the current paradigm that describes the formation and evolution of structures in the Universe. We aim to study the asymmetry of disk galaxies. It is expected that galaxies should have a level of asymmetry, the result of internal (e.g., off-centered halos) or external (e.g., mergers, ram-pressure stripping) processes. We use the cosmological simulation TNG50 to get samples of disk galaxies. This gives way to the study of the formation of structures and also the evolution of individual galaxies. We measure the asymmetry of the neutral gas component by computing the global neutral gas profiles and the asymmetry parameter $A_{\rm fr}$. A galaxy's profile is considered asymmetric if $A_{\rm fr}>1.2$. We carry a Fourier decomposition to study the asymmetry in the distribution of stars and gas in the galaxies. The first mode amplitude gives information on the level of lopsidedness of the galaxy. We use the term lopsided galaxy as a synonym of asymmetrical galaxy. We extend the line of work to a sample of galaxies with highly disturbed gas components known as jellyfish galaxies. The tails of jellyfish galaxies are formed as the galaxy falls towards a cluster of galaxies. We find that between $35\%$ and $55\%$ of the sampled galaxies have asymmetric gas profiles. The asymmetric profiles are more common on less massive galaxies, with the jellyfish galaxies having the more asymmetric profiles. There is a slight correlation between the Fourier modes of stars and gas, but no correlation between the distribution of stellar mass and the global gas profiles is found. The lack of correlation between the profiles and the stellar distribution tells us that the gas disk and the stellar disk are not tightly bound and respond differently.

Resolved Stellar Population studies using JWST NIR CMDs

The advent of the JWST has revolutionized astrophysical observations, enabling spatially resolved studies of stellar populations at previously unreachable distances. We used the high-resolution JWST NIRCAM (Near-Infrared Camera) images in the F115W, F150W, and F200W filters to carry out a comprehensive analysis of stellar populations in the disk of the late-type spiral galaxy NGC 628 using the color-magnitude diagram (CMD). The CMD clearly shows features characteristic of old stellar populations such as the Red Giant Branch (RGB), Asymptotic Giant Branch (AGB), red Carbon stars, etc., with the Tip of the Red Giant Branch (TRGB) located 3-4 magnitudes above the completeness limit. We constructed CMDs in square areas of 24 arcseconds a side (1.2 kpc) and compared the CMDs with theoretical isochrones from PARSEC 1.2S of a range of metallicities. We found that the color of the TRGB systematically changes with the galactocentric distance, which provides a new way to determine stellar metallicities in the disks of galaxies. Leveraging the PARSEC isochrones, we employed Bayesian star formation history analysis and obtained spatially resolved age distributions. I plan to share the detailed results of this study at the LXVII Congreso Nacional de Física.

LBT IR observations of candidate super-Eddington quasars

High accreting quasars are characterized also by extreme radiative and mechanical output, and are explored for their crucial role in galactic evolution. They are known for nuclear outflows, contributing to feedback effects on host galaxies. We present new observations at the Large Binocular Telescope (LBT, z ∼ 2) covering a sample of 6 high accreting quasars in the Hβ region. The analysis covered the data reduction of the observed quasars and redshift estimation of the IR/LBT sample and its UV counterpart, multi-component fitting at the quasar RF of the most prominent emission lines in the UV-optical ranges, estimation of the physical parameters (black hole mass and Eddington ratio) using Civ, Siiv, Aliii, Mgii, Hβ, as well as the computations of the outflows/winds properties using Civ and [Oiii]. The Hubble diagram was estimated for the LBT sample, and it was observed to be in agreement with current cosmological models.

Análisis espectroscópico de cuasares en el Universo lejano a través de una secuencia principal

En este trabajo buscamos clasificar una muestra de 714 espectros individuales de cuasares de alto desplazamiento al rojo (z >1.09) de la base de datos SDSS-V en función de sus características intrínsecas bajo el criterio del Eigenvector 1. En concreto, el espacio óptico del E1 se ha establecido como "Secuencia Principal" para los cuasares utilizando espectros ópticos, pero aún se requiere un análisis más exhaustivo de la región espectral UV incluyendo las líneas de ionización intermedias. Además, este trabajo investiga la contribución de la componente de vientos en las líneas UV de alta ionización a lo largo del diagrama E1 UV. También exploramos la relación entre la luminosidad bolométrica y los anchos equivalentes de las líneas virializadas a lo largo del diagrama E1 UV.

Obscured AGNs in the third Deepest XMM‐Newton Field

In this project, we present preliminary results from a systematic X‐ray analysis combined with multiwavelength photometric and spectroscopic data to identify and characterize obscured and highly obscured (Compton‐Thick or CT) AGNs in the XMM‐Newton 1.75 Ms Ultra Narrow Deep Field (XMM175UNDF) survey, one of the deepest XMM‐Newton survey to date. We analyzed a sample of 301 X-ray sources, with redshifts up to z ~ 2.5 and optical/Infrared counterparts. We searched for typical multi‐wavelength signatures of CT‐AGNs, based on their spectral energy distribution (SED), UV/optical‐mid‐IR photometric colors, and X‐ray spectroscopic features such as FeKα emission line intensity and reflected component. We explored the potential correlations between the main spectral properties of CT‐AGNs, such as column density, luminosity, FeKα line, photon index, and black hole mass. We found evidence of an anti‐correlation between the luminosity and the FeKα line equivalent width (known as the “Iwasawa‐Tanigushi effect”), suggesting this relation prevails in the most obscured AGNs. Additionally, we observed an increase in the intrinsic column density at higher redshifts, potentially linked of dust lanes in the host galaxy or underlying presence of BAL QSOs.

Comportamiento de materia luminosa sobre estructuras de materia oscura bosónica

El modelo de Materia Oscura Bosónica Ultraligera (MOBU) ha concentrado cierta atención recientemente por su capacidad para resolver los problemas del modelo Cold Dark Matter, a saber, el de núcleo prominente y el de la abundancia de subestructuras. Describimos primero que todo las características principales de este modelo, incluyendo sus pros y contras. Consideramos que es momento de limitar su viabilidad con predicciones que pueden ponerlo en duda. Para ello, realizamos simulaciones de la evolución de esta materia oscura acoplada a través de la gravedad a la materia luminosa, que aproximamos como un gas ideal. Los escenarios que estudiamos son: 1) la posibilidad de la formación de galaxias, 2) la estabilidad de las trayectorias estelares en los halos de MOBU y 3) el comportamiento colectivo del gas ideal sobre la estructura granular y muy dinámica de los halos de MOBU. En el escenario (1) encontramos que es posible formar galaxias de todo tipo a partir de colisiones de MOBU con bolas de gas de materia luminosa, en el escenario (2) encontramos que sorpresivamente las trayectorias de partículas de prueba tienen un rango de comportamiento caótico que puede limitar la validez del modelo de MOBU. Finalmente en el escenario (3) encontramos un acoplamiento en la dinámica del gas asociado a la de la MOBU, que suele desarrollar patrones de interferencia muy claros, y que se traduce en la distribución de materia luminosa.

Predicciones para la Observación de la Formación de Estrellas Masivas con el Next Generation VLA

La formación de estrellas masivas es actualmente estudiada en gran detalle usando emisión de polvo y líneas moleculares con radiotelescopios como ALMA. Sin embargo, la parte más interna de las protoestrellas masivas no está compuesta por gas neutro, sino ionizado. Se presentarán los resultados de cálculos de transporte radiativo, acompañados de observaciones sintéticas que simulan la respuesta instrumental, de futuras observaciones con el Next Generation Very Large Array (ngVLA). Los sistemas simulados corresponden a dos escenarios en el contexto de la formación de estrellas masivas: i) un chorro bipolar de material ionizado, y ii) un disco de acrecimiento ionizado . Ambos escenarios corresponden a nuestra interpretación física de algunos pocos objetos que, o bien por su cercanía o por la muy alta masa del objeto central, han sido espacialmente resueltos con el actual VLA. Con nuestras simulaciones mostramos que el ngVLA podrá detectar y resolver de manera rutinaria la emisión del continuo libre-libre, así como la cinemática en líneas de recombinación, de este tipo de objetos a través de nuestra Galaxia, proporcionando información clave para entender los procesos de acrecimiento en la formación de estrellas de alta masa.

Líneas moleculares en regiones de formación estelar de estrellas masivas

Se presenta un catálogo de líneas moleculares detectadas en el rango de 85.8 a 93.5 GHz en una muestra de 95 objetos estelares jóvenes masivos (OEJMs) y regiones HII ultracompactas (UCHIIs). Los resultados revelan que las regiones de formación estelar masiva poseen una química muy rica. Entre las líneas moleculares detectadas en la mayoría de las fuentes se destacan H$^{13}$CN, C$_2$H, HCN, HCO$^+$, HNC, HC$_3$N, CH$_3$CN, $^{13}$CS y N$_2$H$^+$. Se calculó la densidad columnar de las transiciones detectadas y se encontró que no existen variaciones significativas entre los diferentes los OEJMs y UCHIIs. Además, se utilizó la relación de la intensidad integrada del HCN a HNC para investigar el estado evolutivo de las fuentes de la muestra, así como detección de la línea de recombinación H41$\alpha$ para refinar clasificación de las fuentes.

Estrangulamiento gravitacional en nubes moleculares y el retraso en la formación de estrellas masivas

La relación entre las masas de los núcleos moleculares y la estrella más masiva contenida en ellos es uno de los principales problemas en la formación estelar. En este trabajo discutiremos un modelo idealizado que incorpora la acreción de gas a los núcleos de manera simultánea con la acreción hacia las estrellas. Encontramos que el flujo es regulado por un mecanismo de "estrangulamiento gravitacional" que causa que el gas se estanque en el núcleo molecular, de manera que no es transferido inmediatamente a la protoestrella. Este retraso implica que una población de estrellas de baja masa debe preceder la formación de estrellas masivas, como se ha observado en simulaciones numéricas de nubes moleculares formadas en el contexto del modelo de Colapso Jerárquico Global (GHC) y como ha sido sugerido por las observaciones. Este modelo también nos permite calcular la masa de la estrella más grande que podría ser formada en un núcleo antes de que la retroalimentación radiativa detenga el flujo de acreción, definiendo así una posible razón para la correlación entre la masa del núcleo y la estrella más masiva que alberga.

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 multi-nacional, lo que permitirá a la comunidad mexicana continuar investigaciones de frontera en el área de radioastronomía durante las siguientes décadas.

Modelando la emisión en radio-continuo de la estrella tipo beta cefeida v2187 cyg

Se presenta un modelo para explicar la emisión en radio-continuo de la estrella tipo beta Cefeida V2187 CYG, la cual está clasificada como de tipo espectral B3 V. Proponemos que la variación observada de un pulso a 5 GHz es producida por estructuras de choque que se propagan a través del viento de la estrella, e investigamos también el posible origen de la emisión base de la fuente. La variabilidad en escalas de unos días parece indicar un origen no-térmico para la emisión.

The ngVLA and its antenna sites in Mexico

The Next Generation Very Large Array (ngVLA) will be the largest radio interferometer ever built in the northern hemisphere. With 263 antennas distributed across the US, Canada, and Mexico, the ngVLA will open a new window on the universe through ultra-sensitive imaging of spectral lines and continuum emission with milliarcsecond resolution. One of the key components of the ngVLA will be its MID Array, which will provide some of the longest baselines of the new observatory. This translates into a high angular resolution, necessary for the ngVLA key science goals, that will be enabled by the antennas in Northern Mexico. In this talk we will focus on the complex work to select the final MID sites in Mexico, including all critical aspects, from astronomical and atmospheric quality to jurisdiction, geological, infrastructure, and social considerations. We will show astronomical examples to prove the importance, in terms of array performance, of the deployment of antennas in Mexico. We will finalize with a discussion of the work that UNAM and the Mexican community will have to do in the next years, as part of this international collaboration.

Estudio de la cinemática espacial de las nebulosas planetarias He 2-287, IC 4191 y NGC 2867, buscando el origen del de ADF

Medir la composición química en astrofísica permite estudiar la evolución del universo, restringe modelos de evolución estelar y aporta conocimiento al estudio de formación planetaria. En el gas ionizado, la composición química se mide usando líneas en emisión de elementos químicos. Se ha encontrado que las abundancias medidas a partir de líneas permitidas son invariantemente mayores que las medidas con líneas prohibidas. Esta contradicción es conocida como el factor de discrepancia de abundancias (ADF) y ha sido extensivamente estudiada en Regiones HII y Nebulosas Planetarias. Estudios recientes (Méndez-Delgado et al. 2023) encuentran que en regiones HII la discrepancia se puede explicar con inhomogeneidades en la temperatura del gas más altamente ionizado. Sin embargo, para el caso de las nebulosas planetarias, las inhomogeneidades no explican los valores altos de ADF. Richer et al. 2013, 2019 y 2022, utilizan espectros de alta resolución espectral de dos nebulosas planetarias con ADF alto (NGC 7009 y NGC6153). Encuentran una componente de plasma adicional (componente adicional) con cinemática, condiciones físicas y composición química distinta a la componente de plasma tradicionalmente estudiado. En este trabajo se realizó un estudio similar para explicar el ADF en las nebulosas planetarias He 2-287, IC 4191 y NGC 2867. Se usaron espectros de rendija larga tomados con el espectrógrafo UVES del European Southern Observatory´s Very Large Telescope. Posteriormente, se generaron diagramas de posición velocidad para todas las líneas de emisión (prohibidas y permitidas). Finalmente, se realizó un análisis cinemático espacial de las condiciones físicas, la composición química y se interpretaron los resultados en términos de la existencia de una componente adicional.

Estructura interna de supercúmulos de galaxias: cores, filamentos y sistemas de galaxias

El modelo estándar de formación de estructuras en el Universo considera, por su carácter jerárquico (asociado con el dominio de la materia oscura fría), que estructuras mayores a cúmulos de galaxias no tuvieron todavía tiempo de colapsar gravitacionalmente en la edad actual del Universo. Además, evidencias observacionales nos indican que la expansión del Universo se acelera (por la presencia de energía oscura), dispersando la masa e dificultando la formación de futuras estructuras más grandes. Luego, la Estructura a Gran Escala actual, formada por una red cósmica de paredes, filamentos, nodos y vacíos cósmicos, marca la "última frontera" de la formación de estructuras, siendo que los supercúmulos de galaxias están justo en el límite de lo que todavía tiene oportunidad de colapsar en nuevas estructuras. En ese contexto, su estructura interna es la clave tanto para la formación de sistemas ligados gravitacionalmente y, eventualmente, relajados dinámicamente, como para caracterizar los ambientes en los cuales evolucionan las galaxias. Hemos estudiado los \textit{cores} de supercúmulos, los filamentos y los sistemas de galaxias, en el Universo Local, buscando entender esos procesos. Se presentará un resumen de los avances alcanzados hasta el momento, especialmente en trabajos de detección de filamentos y \textit{cores} en supercúmulos, estudio del estado dinámico y de ensamblaje de sistemas (grupos y cúmulos) de galaxias y efectos ambientales sobre la evolución de galaxias en esos ambientes.

Subestructuras en Galaxias de Cúmulos de Abell

En este proyecto se realiza un análisis fotométrico y morfológico de galaxias de una muestra de datos de la investigación Low-Redshift Cluster Optical Survey en común con el Sloan Digital Sky Survey, así como de Hubble Space Telescope en diversos cúmulos de galaxias en el rango de redshift 0.02 < z < 0.20. Se estudian 200 galaxias en los cúmulos de COMA ( Abell 1656) y A2052. Para el análisis se usa el Driver for GALFIT for Cluster Galaxies, DGCG, el cual es un código que se usa para controlar GALFIT casi automáticamente en campos densos. DGCG fue optimizado para campos densos como los cúmulos de galaxias. Ambas son herramientas de gran utilidad para el modelado bidimensional del brillo superficial y también de los parámetros estructurales de cada miembro (galaxia) del cúmulo. Para realizar el análisis mencionado se utiliza el algoritmo de ajuste GALFIT. Esté código es un software de análisis de datos astronómicos que se utiliza para ajustar funciones bidimensionales a imágenes digitales de galaxias y fuentes puntuales. GALFIT permite modelar la forma y la estructura de las galaxias, a través de una variedad de funciones predefinidas para definir discos, bulbos, barras, halos y brazos espirales. Finalmente se elaboran diagramas de color-magnitud de los cúmulos de galaxias de bulbo y disco, el plano fundamemtal, la relación de Kormendy, relación Faber-Jackson y la relación tamaño luminosidad.

Ensamblaje de agujeros negros supermasivos en grupos compactos

Hemos iniciado un estudio de grupos compactos cercanos para predecir su evolución ulterior y estimar la masa del agujero negro supermasivo en la galaxia súper gigante (cD) resultante. Con este propósito, estamos analizando el brillo superficial de las galaxias miembros y la luz intra-grupo bajo un esquema bidimensional; también incluimos el análisis de espectroscopia integral de campo con GTC+MEGARA y CFHT+SITELLE. La muestra consiste en 10 grupos compactos de Hickson y el Noneto de Zwicky. En esta presentación, hemos utilizado datos de 2MASS y Pan-STARRS para modelar las componentes morfológicas de las galaxias y la luz intra-grupo con GALFIT, además de una aproximación no paramétrica implementada en EllipSect. A partir del brillo superficial de cada galaxia, hemos determinado su radio efectivo y su luminosidad total. Con esta información, hemos aplicado leyes de escalamiento con la luminosidad total en la banda Ks para estimar las masas de los agujeros negros supermasivos en las galaxias miembros. Adicionalmente consideramos la historia de formación estelar de dichas galaxias, ya que en conjunto nos proporcionan una aproximación a las propiedades de la galaxia final. Los resultados a presentar corresponden al Noneto de Zwicky y al grupo compacto HCG17.

Holm 15A the largest UMBH

We present a comprehensive study of the cD galaxy Holm~15A, where we have combined optical sub-arcsecond (PSF=$0.78^{\prime\prime}$) resolution imaging (SUBARU), integral field unit (IFU) spectroscopy (VLT+MUSE, GTC+MEGARA), and radio interferometric observations (VLT). We have measured Holm~15A's surface brightness (SB) distribution on a deep SUBARU Hypersuprime-Cam $i$-band image; we found a cusp-radius $r_{\gamma}=4.49\,{\rm kpc}$, which is consistent with our previous estimation in the $R$-band using the KPNO 0.9 m Telescope + T2KA CCD. We have also combined IFU data from MUSE and MEGARA to find the largest well-mixed region in terms of metallicity and, as a consequence, color for any given galaxy. The flattening of the SB and the large flat color gradient might be produced by binary or multiple supermassive BH (SMBH) mergers. Optical and High-resolution radio observations do not reveal any double structure in the core of Holm~15A; therefore, we suggest that the putative SMBH-binary has already merged. The SMBH in Holm~15A with a reported mass ${\rm M}_{\bullet}\sim 4\times 10^{10} \; {\rm M}_{\odot}$ jumps to the ultramassive black hole (UMBH) category, Ibarra-Medel has independently constrained the mass of this UMBH using strong gravitational lensing. Optical and radio observations show a jet originating from a common center, which is traced by emission lines and a radio continuum.

Deblending Type-1 AGNs from MaNGA with Starlight and QDeblend3D

We present the deblending analysis of galaxies with nuclear activity (AGN) that show broad lines from the SDSS DR17 database (∼10 200 galaxies). This sample was obtained using flux ratios and the statistical method of box-and-whisker plots on the central spectrum of 3 arcsec diameter. The host galaxy was carefully subtracted by two methods, one considering the stellar population synthesis over the nuclear spectrum and the other modeling a PSF of the central source using the data cubes from MaNGA. Considering the classification according to AGN–Host Galaxy (HG) dominance, we found that the AGN-dominated subsample has better results with the modeling PSF method, and the galaxy-dominated subsample has better results with the stellar population synthesis. For the intermediate subsample, both methods shown an agreement in their results, being great candidates to polish the deblending methods when the AGN and the host galaxy are present.

Un nuevo diagrama de índices para cuantificar la contribución de la galaxia anfitriona en espectros de galaxias con actividad nuclear

Este trabajo presenta una herramienta novedosa para catalogar espectroscópicamente una muestra de galaxias con actividad nuclear (AGN) en el óptico a z < 0.8 dependiente de la contribución de la galaxia anfitriona (HG). Se usaron espectros del SDSS-V con alta señal a ruido S/N>20 para tener una descomposición espectral de buena calidad. Utilizando un diagrama de índices en regiones representativas de la contribución de la emisión estelar y nuclear se separó la muestra en tres grupos según la contribución estelar: AGN-Dominated, HG-Dominated e intermedia (INT). Usamos el código Starlight para sustraer la componente estelar de los grupos INT y HGD. Usando PyQSOfit ajustamos los espectros de los tres grupos para obtener los parámetros de la emisión nuclear y ubicarlos dentro de la secuencia principal para AGN en términos de contribución AGN-HG y z. Ésta es una herramienta muy útil en la cuantificación de la contribución estelar para efectos del la limpieza y análisis posterior de la emisión nuclear.

Un método iterativo para separar las contribuciones de AGN Tipo I y de la galaxia anfitriona en observaciones espectroscópicas de campo integral

Presentamos un nuevo método iterativo  para separar la emisión de la galaxia anfitriona (HG) y de  la emisión proveniente de su núcleo activo (AGN) usando la espectroscopia de campo integral (IFS). El método descompone la emisión resuelta de la HG de la emisión no resuelta del AGN modelando simultáneamente el perfil bidimensional de brillo superficial (SB) de una distribución puntual tipo  PSF para cada longitud de onda. Esta metodología no requiere información previa sobre el perfil de brillo observado ni un ajuste detallado de la emisión no resuelta, lo que lo hace ideal para el análisis automático de grandes muestras de galaxias. En este trabajo, probamos la calidad de nuestro método, sus ventajas y desventajas. Evaluamos nuestro método utilizando un conjunto de cubos de datos simulados de IFS para cuantificar la fiabilidad de nuestro método de desacople y lo comparamos con la herramienta de análisis existentes como QDblend3D. Aplicamos nuestro método a una muestra de galaxias observadas con el catastro de MaNGA, que es una selección de observaciones IFS que forman parte de la cuarta fase del Sloan Digital Sky Survey. De esta manera podemos escudriñar las propiedades de las galaxias anfitrionas con los agujeros negros mas potentes en el universo cercano, y que antes de este meto estaban escondidas por la contaminación del AGN. Mostramos que nuestro método de desacople es capaz de separar la brillante emisión no resuelta del AGN del continuo de la HG y sus líneas de emisión estrechas. Sin embargo, la separación depende de qué tan bien el IFS resuelva espacialmente la PSF: cuanto mejor se resuelva la PSF, más precisa será el desacople AGN/HG. También encontramos que la precisión de nuestro método depende de la intensidad relativa del flujo de HG/AGN: cuanto más intenso sea el flujo del AGN, mejor será la precisión . Por lo tanto, el método es ideal para desentrañar la contribución de flujo brillante de espectros dominados por AGN.

El papel del campo magnético y la escala de inyección de energía en la regulación de la fracción de masa de gas atómico frío a distintos radios galactocéntricos

Resultados observacionales recientes sugieren que la fracción de masa del gas atómico neutro frío, CNM por sus siglas en inglés, con respecto a la masa total de gas atómico neutro (HI), se mantiene aproximadamente constante con la distancia galactocéntrica distancias mayores a aproximadamente 10kpc. Este comportamiento es inesperado considerando los importantes cambios que tienen las condiciones físicas del Medio Interestelar con R. En el presente trabajo se estudia el papel del campo magnético y de la escala característica de inyección de energía en la regulación de dicha fracción. Para esto se construyeron y analizaron modelos magnetohidrodinámicos que simulan el HI interestelar a distintos radios galactocéntricos, con distintas escalas de inyección de energía y con distintos valores del campo magnético inicial. Se encuentra i) que la escala de inyección de energía parece ser crucial para mantener la fracción de masa del CNM aproximadamente constante a radios grandes; ii) el campo magnético parece crucial para obtener fracciones de masa de CNM comparables con las observadas a todos los radios; iii) cuando se considera el gradiente radial en la intensidad del campo magnético, el número de Mach alfvénico y el parámetro beta del CNM se mantienen aproximadamente constantes para todos los radios explorados; y iv) en el caso descrito en el punto anterior, los valores de la fracción de masa de CNM son similares a los observados y tienen el comportamiento descrito al inicio.

eBETIS: spatially resolved spectroscopy of extraplanar diffuse ionized gas in nearby star-forming galaxies

The physical processes driving the exchange of gas, metals and energy between the galactic disk and halo are crucial for understanding the evolution of disk galaxies. The observational study of extraplanar diffuse ionized gas (eDIG) is essential for elucidating the nature of gaseous halos and the disk-halo connection. In this study, we present eBETIS: a deep spatially-resolved spectroscopic analysis of eDIG in a sample of eight edge-on (i > 75°) nearby galaxies (z < 0.01) observed with the VLT-MUSE instrument, as part of the Bidimensional Exploration of the warm-Temperature Ionised gaS (BETIS) project. We use emission line maps for eDIG-sensitive species with a signal-to-noise threshold based on adaptive binning of the [SII] line. Our findings reveal complex and asymmetrical structures of eDIG reaching up to 6 kpc from the midplane. As previously known, eDIG-sensitive line ratios increase with height from the galactic plane. However, contrary to previous studies, we observe that low-ionization line ratios vary distinctively depending on the location along the major axis and the presence of HII regions along the midplane. We argue that the physical conditions in the eDIG are influenced by the distribution of HII regions within the galactic disks. The [NII] and [SII]/Hα ratios appear to be dependent on electron temperature, increasing linearly with height. The S+/S ionization fraction and the [OIII]/Hβ ratio suggest that a secondary ionization mechanism coexists with Lyα continuum photons from leaky HII regions. We propose a hybrid model in which the expansion of ionization fronts in the form of shocks potentially contributes as an ionization mechanism of eDIG. We show that tailored hybrid models can reproduce both high- and low-ionization eDIG line ratios with a shock contribution ranging from 30-50%, depending on the line-of-sight distribution of HII regions in the galactic plane, which directly influences the ionization conditions of the extended eDIG.

Dinámica estelar en cúmulos compactos con un agujero negro central

El estudio de la dinámica estelar en cúmulos estelares densos (cúmulos globulares y nucleares) es esencial para comprender la formación y evolución de estos sistemas, así como de las galaxias que los contienen. El objetivo del trabajo es determinar la dinámica de las estrellas en cúmulos densos en presencia de un objeto masivo central con masa entre $10^3$ y $10^6$ masas solares. Mediante simulaciones de N-cuerpos con el código GADGET-4, se analizan cúmulos con distribuciones de densidad estelar representativas, como los perfiles de Plummer, King y Schuster. Además, los cálculos consideran las funciones de masa inicial de tipo Salpeter y Kroupa para determinar la masa de las estrellas en el cúmulo. Realizando una serie de simulaciones y haciendo un barrido del espacio de parámetros, se obtuvieron datos de la dispersión de velocidad de las estrellas en diferentes escenarios, se confirmó la segregación de masa en todos los cúmulos. Los datos obtenidos permiten calcular las órbitas de estrellas individuales, resultados que podrían contrastarse con datos de cúmulos estelares que son candidatos a albergar agujeros negros de masa intermedia o supermasivos en el caso de los cúmulos nucleares.

Evolución numérica de los choques de arco internos en el jet protoestelar IRAS 04166+2706

La fenomenología alrededor de la formación de estrellas es un tema de gran interés en el campo de la Astrofísica debido a que muchos de estos procesos son poco entendidos y resultan fundamentales para entender los enigmas que rodean a los objetos más significativos del Universo. Uno de estos problemas implica entender como se originan los jet protoestelares, que parecen ser un mecanismo de compensación de las estrellas en formación que van acretando material, al tener que depositar parte de la energía ganada en su medio circundante. Nuestro estudio pretende indagar en el entendimiento de estos jets a partir de las observaciones y su comparación con nuevos modelos númericos propuestos. Los jets protoestelares han mostrado una propiedad interesante de variabilidad intrínseca que produce choques internos a lo largo del eje de expansión del jet. Varios autores han descrito estos choques internos como nudos, y parecen aumentar de tamaño a medida que se alejan de la fuente impulsora (protoestrella). Esto sugiere que estos nudos se expanden a medida que evolucionan. En este trabajo, analizamos las observaciones moleculares de CO (2-1) obtenidas con el observatorio de Atacama Large Millimeter Array (ALMA) en la Banda 6 del flujo molecular producido por la fuente IRAS 04166+2706 localizada en la región de formación estelar de Tauro Realizamos también simulaciones numéricas de un flujo saliente impulsado por un jet con variabilidad intrínseca que evoluciona dentro de una envolvente con un perfil de densidad muy alto cerca de la fuente del jet. Analizamos la evolución del jet y las superficies de trabajo internas generadas y los resultados de la simulación numérica son comparados con las observaciones de ALMA de la fuente protoestelar IRAS 04166+2706.

Global Kinematics of the OH masers at W49N

In the molecular cloud W49N Star Formation is taking place with high efficiency and almost twenty ultra-compact (UC) HII regions have been observed, indicating the recent formation of massive stars. Previous works suggest that this cloud is undergoing a global contraction. We use VLBA data at 1612, 1665 and 1667 MHz of OH masers in the W49N, observed in LCP and RCP to study the kinematics of the maser spots. The velocities (V) of the OH spots at W49N, together with their positions (r) respect the point for the largest correlation $(\alpha, \delta)_m$, make it possible to trace a global kinematics, which seems to be due to a subcollapse in the W49N molecular cloud.

50 años de la Revista Mexicana de Astronomia y Astrofísica y 29 años de la Revista Mexicana de Astronomia y Astrofísica Serie de Conferencias

La Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica, RMxAA, fundada en 1974, publica trabajos originales de investigación en todas las ramas de la astronomía, astrofísica y temas vinculados a éstas. A su vez, la Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica Serie de Conferencias, RMxAC, fundada en 1995 publica las memorias de reuniones de interés astronómico celebradas en México y otros países del continente. Ambas publicaciones son revistas de acceso abierto. Se presentará una reseña general de la actividad de estas publicaciones.

LSST: Ventana Digital al Universo

El Observatorio Vera C. Rubin, hospeda al llamado Simonyi Survey Telescope con un diámetro de 8.4 metros, con el cual se realizará el censo del cielo LSST (Legacy Survey of Space and Time) a partir de finales del 2025 revelando aspectos inéditos del cielo transitorio, de bajo brillo superficial y con estadística sin precedente para estrellas, galaxias, cúmulos y varios otros sistemas. En esta charla presentaré algunos de los múltiples casos científicos de este proyecto en el cual participa la comunidad mexicana, así como oportunidades para colaborar y/o aprovechar los datos de este survey.

Cosmologías $f(T)$: Estatus y perspectivas

Con la reciente liberación de datos de BAO de la encuesta DESI, se ha sugerido nuevamente que la cosmología preferida por los datos podría no ser el modelo cosmológico estándar. DESI-BAO encuentra que prefiere un modelo de energía oscura dinámica del estilo CPL. Usando esto como punto de partida, estudiaremos las implicaciones de gravedades $f(T)$ con estos y otros grupos de datos que parecen estar también de acuerdo en que $\Lambda$CDM podría necesitar una generalización. En esta platica hablaré un poco de la construcción de modelos de gravedad extendida como $f(T)$, sus ventajas y desventajas así como logros que ha tenido en reducir la tensión de Hubble, explicar la expansión acelerada y el actual estado del arte en buscar las opciones de solucionar problemas cosmológicos. Finalmente, lo que nos depara a futuro con las nuevas muestras de datos que aparecerán este año.

Modelando el flujo no simétrico observado en el viento de NGC253

La galaxia NGC 253, tiene un viento de 850~pc de altura, sobre el disco, que se observa en H$_{\alpha}$, y se ha vuelto uno de los principales casos de estudio para estos eventos dada la presencia de un posible brote de formación estelar de anillo (Levy et al. 2021). Este tipo de brotes estructurados han mostrado ser más eficientes en la generación de vientos galácticos y juegan un papel importante en su evolución (Nguyen y Thomson 2021 y Osorio-Caballero et al. 2023). Las observaciones en rayos X de López et al. (2023) estimaron un flujo de masa de 2.8~M$_{\odot}$~yr$^{-1}$ en el lóbulo norte del viento y de 3.2~M$_{\odot}$~yr$^{-1}$ en el flujo sur. Esto nos da un parámetro medible para comparar la cantidad masa eyectada total de un viento, considerando aquella que es inyectada por el super cúmulo y la que es arrastrada del medio interestelar de la galaxia, que puede ser reproducida en simulaciones. Además, estas observaciones muestran una asimetría entre los flujos, señalando posiblemente a un viento originado fuera del centro de la galaxia. En este trabajo se realizaron simulaciones hidrodinámicas con el código AMRVAC (Keppens et al. 2004; Melliani et al. 2006), utilizando las características del disco de NGC 253 y colocando la inyección de material causada por un súper cúmulo. Nosotros hemos considerado el caso de morfología toroidal, para la región del brote, midiendo el flujo de masa a diferentes para los lóbulos del viento simulado. Además, hemos variado la posición del súper cúmulo para tener la mejor aproximación a las observaciones de NGC 253 (Lopez et al 2023). Estableciendo así un estudio de parámetros para entender el efecto que tendrá el cambio de posición del súper cúmulo generador en un viento galáctico y ofreciendo una posible explicación a la asimetría del viento en NGC253.

Análisis del brillo superficial en 2D de galaxias cercanas ricas en gas

En este proyecto presentamos el análisis del brillo superficial de 34 galaxias de Metal-THINGS. La muestra consta de galaxias espirales e irregulares, las cuales cubren una amplia gama de luminosidad, metalicidad y tasas de formación estelar. Hemos modelado el brillo superficial con el código GALFIT. Usamos tres bandas; ultravioleta (NUV), visible e infrarrojo cercano (NIR). Utilizamos un enfoque multicomponente para medir parámetros estructurales, como índices de Sérsic, radios efectivos y magnitudes totales. Calculamos radios efectivos para cada componente, así como para toda la galaxia, utilizando enfoques paramétricos y no paramétricos. Además, clasificamos los bulbos (bulbos clásicos y pseudobulbos) y proporcionamos estimaciones de la masa de agujeros negros supermasivos, utilizando la luminosidad de los bulbos en la banda $K_s$ o la dispersión de velocidades.

Active Galactic Nuclei Feedback Effects On Their Host Galaxies Through Their Morphological Structural Properties

Generamos un Diagrama BPT usando los limites propuestos por Kewley (2006) y Kauffman (2003), para clasificar nuestra muestra. Para ampliar nuestro analisis, utilizamos mediciones de hidrogeno neutro proporcionadas por el survey de HI-MaNGA. Como clasificacion alternativa, generamos un diagrama WHAN para poder identificar galaxias con AGN falso. Aplicamos los limites propuestos en Cid Fernandes y, en conjunto con la clasificacion obtenida mediante el diagrama BPT, obtuvimos: galaxias con formaci´ on estelar (SFGs) con y sin un bulbo prominente, galaxias de transici´on (TGs), galaxias de tipo Seyfert-Liner (S/LGs) y galaxias retiradas (RGs). Una vez clasificada nuestra muestra, realizamos diferentes diagramas e histogramas y encontramos los siguientes resultados: a) aquellas galaxias que presentan un bulbo prominente (incluidas aquellas con RGS, S/LGs, TGs y SFGs) tienen una mayor masa estelar. Sin embargo, presentan una menor masa de gas molecular (H2, inferido por extinci´on de polvo) y una menor tasa de Formaci´on Estelar Espec´ıfica (sSFR); b) las galaxias sin un bulbo prominente se ubican principalmente en la Secuencia Principal del Diagrama de Evolucion de Galaxias; c) aproximadamente la mitad de las galaxias clasificadas como AGN utilizando el diagrama BPT resultaron estar catalogadas como galaxias retiradas utilizando el diagrama WHAN; d) las galaxias que caen en la regi´on de transici´on del diagrama BPT est´an situadas en la Zona del Valle Verde del Diagrama de Evoluci´ on de Galaxias; e) tanto las galaxias retiradas como las galaxias tipo Seyfert-Liner exhiben una sSFR mas baja en comparacion con las Star Forming Galaxies, especialmente aquellas sin un bulbo prominente; f) mediante el analisis de la fraccion de gas de nuestras clasificaciones, notamos que el reservorio de H2 en las galaxias retiradas y galaxias tipo Seyfert-LINER no se utiliza eficientemente como en aquellas galaxias sin un bulbo prominente.

FSRQ como progenitores de neutrinos de altas energias

IceCube ha demostrado la existencia de fuentes extra galácticas progenitoras de neutrinos de altas energías (E > 80 TeV). Por un lado, la detección del neutrino IC170922A, cuya reconstrucción de arribo es consistente en el cielo con la del Blázar TXS 0506+056, el cual se encontraba en periodo de “flare” al momento en que se detectó el neutrino por parte de IceCube es evidencia de que se esperan neutrinos de fenómenos transientes. Por otro lado, la detección continua de neutrinos en dirección de la galaxia tipo Seyfert NGC1068 cuya significancia estadística de 4.2$\sigma$ provee evidencia de los progenitores de neutrinos pueden emitirlos de manera estable. Este trabajo analiza los cuásares de rayos $\gamma$ detectados por Fermi-LAT encerrados en las regiones de incertidumbre sobre la mejor posición reconstruida del neutrino. Derivamos el espectro Fermi-LAT para ocho Cuásares y buscamos emisión de rayos-$\gamma$ en ventanas temporales de escalas de semanas, meses y años alrededor de la detección del neutrino. Utilizando las observaciones en múltiples longitudes de onda, modelamos las distribuciones de energía espectral de banda ancha mediante un modelo leptohadrónico de una zona y estimamos el flujo de neutrinos esperado. Aunque estos cuásares coinciden espacialmente con los eventos de neutrinos, el flujo de neutrinos esperado es inferior en al menos un orden de magnitud al flujo de neutrinos registrado por IceCube.

Revelando los efectos de la interacción de marea estrella-planeta durante la evolución dinámica de sistemas planetarios

En esta charla presentamos la evolución dinámica de sistemas con un planeta orbitando estrellas de 1 y 3 M$_\odot$ bajo la influencia de fuerzas de marea con el objetivo de entender el papel que juega el parámetro de marea Love $k_2$ en la dinámica del sistema. Realizamos varias simulaciones numéricas con los paquetes de N-cuerpos REBOUND y REBOUNDx para calcular las interacciones de marea estrella-planeta con planetas tipo Tierra y Júpiter posicionados a diferentes distancias iniciales. Siguiendo la evolución detallada de la estrella desde la secuencia principal hasta la fase de enana blanca con el código de evolución estelar MESA, calculamos la evolución del número Love, el cual es evolucionado simultáneamente junto con el radio y masa estelar. Al comparar con simulaciones donde $k_2$ es constante a lo largo de toda la evolución estelar, encontramos que mientras más grande sea el número Love, el planeta es arrastrado más rápido hacia la estrella, independientemente de la masa del planeta y la estrella central. Simulaciones adicionales muestran la fuerte dependencia de la interacción de marea con la masa planetaria porque encontramos que la distancia para evitar la colisión planeta-estrella es más grande para planetas masivos, en comparación con sus contrapartes de baja masa. Además, el destino final de los planetas es determinado durante la fase de gigante roja en una estrella central de 1 M$_\odot$ mientras que la supervivencia planetaria para una estrella de 3 M$_\odot$ se decide principalmente durante la fase asintótica de pulsos térmicos de la estrella.

Emisión de rayos X alrededor de Enanas Blancas como firma de compañeras sub-estelares

La emisión de rayos X dura proveniente de Enanas Blancas (EB) se genera por la presencia de compañeras estelares, ya sea por su emisión coronal o por la acreción de material a través de un disco formado alrededor de la EB hecho de material despojado de la compañera. Estudios recientes han demostrado que tanto un planeta tipo Júpiter puede ser el cuerpo que dona material para acreción de la EB (Chu et al. 2021), como la acreción de restos planetarios del sistema destruído de la estrella, pueden ser el origen de una emisión dura de rayos X (Cunningham et al. 2022; Estrada-Dorado et al. 2023). Bajo esta situación, se presenta un análisis de observaciones de XMM-Newton y Chandra de EB solitarias, así como la simulación radiativo-hidrodinámicas producidas con el código GUACHO para estudiar el escenario EB+planetas. La emisión sintética de rayos X se procesa y presenta con la ayuda de la base de datos de CHIANTI para poder compararlos directamente con las observaciones (Estrada-Dorado et al. 2024).

Actividad y rotación en estrellas jóvenes

En los actuales momentos grandes sondeos espectroscópicos, como la otorgada por Sloan-APOGEE, y de fotometría multi-época, como la otorgada por TESS, han permitido realizar estudios sistemáticos de diversos fenómenos físicos. Adicionalmente, el catálogo GAIA-DR3 nos ha permitido encontrar diferentes estructuras cinemáticas que pueden reflejar diversas poblaciones jóvenes con diferentes edades. Particularmente, en regiones de formación estelar, como Tauro y de Orión, se esta realizando un censo que nos ha permitido relacionar mediciones de rotación estelar con el estado evolutivo de poblaciones estelares jóvenes y con su masa estelar. Además, hemos encontrado que las estrellas con discos protoplanetarios en acreción limitan la rotación estelar haciendo que sistemáticamente giren más lento que las estrellas sin disco. Por otro lado, en estrellas de masas iguales ó menores al sol, la presencia de una estructura convectiva en rotación, implica la generación de campos magnéticos estelares mediante un proceso de dínamo, similar al solar. Estos campos magnéticos en estrellas jóvenes son más intensos que su contraparte en la secuencia principal, revelando observables de actividad los cuales son más prominentes en las estrellas jóvenes. En este trabajo se reportan indices de actividad, mediciones de rotación, masa y edad para estrellas T Tauri en Orión y para una muestra de estrellas de campo relativamente evolucionadas. También se reporta un censo de llamaradas (Flares) observadas en ~200 estrellas T Tauri en la región de Tauro, comparando estos resultados con otros indicadores de actividad estelar derivados de la espectroscopía o del análisis de fotometría multi-época. Este trabajo se enmarca en la colaboración "Activity and Rotation in Young Stellar Objects (ARYSO)".

En la busqueda de Variables Cataclismicas y de estrellas sybioticas, usando Machine Learning

Presentamos nuevas técnicas de Aprendizaje Profundo para clasificar objetos astrofísicos basadas en observaciones en el Infra-Rojo. Entrenamos modelos de clasificación para separar Variables Cataclismicas, Nebulosas Planetarias, Regiones HII, Estrellas simbióticas, Miras, AGBs y post-AGBs. Comparamos los resultados obtenidos con varias librarías : Keras/TensorFlow, Scikit-Learn, para Artificial Neural Network, y también Catboost, Random Forest, etc. El método esta aplicado a centenas de miles de objetos observados. Reportamos resultados preliminares muy prometedores.

Estatus actual de MEGASTAR: la biblioteca estelar espectral de MEGARA en GTC

MEGARA es un instrumento que opera en el visible en el Gran Telescopio Canarias de 10.4m. Permite hacer espectroscopía bidimensional mediante una unidad de campo integral con resoluciones de intermedias a altas de R~6000, 12,000 y 20,000 (ancho a media altura). MEGASTAR es una biblioteca espectral empírica creada vía observaciones de estrellas con MEGARA. Las observaciones se han obtenido con resoluciones de R~20,000 en el intervalo de 6420 a 6790 Å, centrado en Hα, y en el intervalo de 8370 a 8885 Å, centrado en el triplete del CaII. MEGASTAR es indispensable para la correcta interpretación de observaciones de cúmulos de estrellas y galaxias observadas con MEGARA ya que los espectros de MEGASTAR y los parámetros estelares derivados de ellos se usarán para calcular los modelos evolutivos de poblaciones estelares. La primera emisión pública de MEGASTAR (Carrasco et al. 2021) abarcó 414 estrellas. Después de dicha emisión, se han observado 954 estrellas que incorporan 1908 espectros, lo que hace un total de 1364, lo cual ha contribuido a mejorar la cobertura en el espacio de los parámetros estelares i.e. temperatura efectiva, gravedad superficial y metalicidad. En este trabajo se describe la muestra de estrellas observadas hasta la fecha, el proceso de reducción así como la base de datos de MEGASTAR. Dicha base de datos es pública y sus datos y productos están disponibles para la comunidad científica.

Recubrimientos antirreflejantes de alto rendimiento para el instrumento TARSIS en el Blue-UV

En este trabajo presentamos diseños de recubrimientos antirreflejantes (AR) de alto desempeño para TARSIS, y los criterios y metodología utilizados para desarrollarlos. TARSIS (Tetra-Arm Super-Ifu Spectrograph), es un nuevo espectrógrafo de campo integral que incorpora elementos ópticos novedosos. Explorará el cielo alrededor del ultravioleta cercano, con un campo de visión sin precedentes. TARSIS se instalará en el telescopio de 3.5 m del Observatorio de Calar Alto. Un objetivo muy importante en un instrumento astronómico es lograr que la mayor cantidad de luz del telescopio llegue a la zona de detección, por lo que el rango espectral azul-UV se torna especialmente desafiante. En particular, en esas longitudes de onda hay pocas opciones de materiales ópticos de baja absorción lumínica, requisito indispensable para las componentes ópticas y sus recubrimientos. Con esa limitación, los procesos de diseño y fabricación son más complejos, y los tiempos implicados se extienden. Además, TARSIS requiere 40 diferentes diseños de AR. Los diseños que generamos para TARSIS tienen 1) muy alta transmitancia, 2) respuesta optimizada en un rango ampliado de ángulos de incidencia, 3) solamente requieren cuatro capas, y 4) robustez mejorada a posibles errores durante la manufactura. En el proceso de diseño utilizamos técnicas de búsqueda global. De las soluciones encontradas, seleccionamos la más insensible a variaciones en el proceso de manufactura. Para ello, realizamos análisis estadístico para determinar la tasa de variaciones de error. Con este análisis, determinamos cuáles posibles propuestas de diseño tienen mejor desempeño. Finalmente, evaluamos que las soluciones proporcionaron alta transmitancia para un rango de ángulos de incidencia. En resumen, nuestros diseños tienen alta transmitancia promedio (99.6%), usan solo cuatro capas, y presentan baja sensibilidad a las variaciones en el proceso de manufactura, lo que facilita su fabricación y garantiza su alto desempeño.

Emisión de sincrotrón de electrones relativistas

Los jets relativistas son flujos magnetizados de gran escala, comúnmente observados en núcleos activos de galaxias (AGN), microcuásares y destellos de rayos gamma. Los procesos de emisión predominantes en estos fenómenos son de naturaleza no térmica. Esto significa que la radiación emitida no está relacionada con la temperatura de los objetos involucrados, sino que es originada por partículas altamente energéticas aceleradas por los choques. Las escalas asociadas a los procesos microfísicos son varios órdenes de magnitud más pequeñas que las escalas típicas de los jets astrofísicos. Esta disparidad en las escalas representa un gran desafío para la modelación teórica de la emisión proveniente de los jets. En esta presentación discutiré modelos que hemos desarrollado para describir de manera precisa el espectro emitido, y en los cuales se acopla el cálculo de la hidrodinámica con cálculos detallados de la dinámica de la población de las partículas aceleradas.

Caracterización del polvo en nebulosas alrededor de estrellas evolucionadas: un estudio multifrecuencia

Las estrellas en sus etapas finales de evolución, independientemente de su masa (baja, media o alta), pueden desarrollar vientos estelares densos y/o eyecciones de material. En estos entornos se pueden alcanzar temperaturas y densidades óptimas para la formación de granos de polvo. Por otro lado, la emisión en el infrarrojo (IR) de las nebulosas que rodean a las estrellas evolucionadas confirma la presencia de polvo. La distribución espectral de energía en el IR de estas nebulosas está determinada por las características físicas de los granos de polvo (composición química, abundancia, tamaños, etc.), las cuales dependen tanto del camino evolutivo de la estrella como de los procesos de formación y evolución de los granos. En esta plática, se revisará el estado actual del conocimiento sobre el polvo alrededor de estrellas evolucionadas, incluyendo los resultados de estudios realizados en nebulosas asociadas con estrellas que han tenido diferentes etapas evolutivas (como las estrellas Wolf-Rayet y las born-again), utilizando análisis multifrecuencia con datos del óptico, IR y radio. Estos estudios resaltan la importancia de considerar la distribución del gas y la naturaleza del sistema estelar central de la nebulosa al caracterizar las propiedades físicas del polvo.

Estructura Morfocinemática de la Nebulosa Planetaria M\,3-28

Se realizó un estudio exhaustivo de la estructura morfocinemática de la Nebulosa Planetaria (NP) M\,3-28. Los datos observacionales fueron obtenidos utilizando el espectrógrafo echelle de rendija larga MES (\textit{Manchester Echelle Spectrograph}) en el telescopio de 2.1m del Observatorio Astronómico Nacional en San Pedro Mártir (OAN-SPM). El proceso de reducción de datos se realizó utilizando el software \textsc{iraf}, seguido de la obtención de espectros observados en la línea [N\,\textsc{ii}]$\lambda6583$\,{\AA} para construir diagramas posición-velocidad (PV) mediante el software \textsc{Meztools}. Posteriormente, se procedió a modelar la NP utilizando el software \textsc{ShapeX}, una herramienta que ofrece capacidades avanzadas para modelar objetos astronómicos, permitiendo una simulación detallada y adaptable a diferentes orientaciones. El análisis cualitativo se enfocó en examinar la morfología, incluyendo el tamaño de la NP y su cinemática tridimensional. Se puso especial atención en asegurar que los espectros resultantes del modelo 3D de M\,3-28 coincidieran con los espectros observacionales obtenidos. También se realizaron estudios cuantitativos para examinar la distribución de la materia, pérdida de masa, eyecciones colimadas de materia y los procesos físicos que contribuyen a la formación y evolución de la nebulosa, como la velocidad dentro de la nebulosa, la velocidad de expansión, la velocidad sistémica y la edad cinemática. Este enfoque permitió identificar características importantes y proporcionó información sobre los procesos subyacentes. Los resultados obtenidos de este estudio tienen implicaciones significativas para nuestra comprensión de la física y evolución de las nebulosas planetarias en general, así como para nuestro conocimiento específico de M\,3-28.

Estudio espectroscópico de nebulosas planetarias reportadas en catálogos recientes

Las nebulosas planetarias (NPs) son objetos de gas ionizado que han sido expulsados por estrellas evolucionadas de masa baja o intermedia ($\sim$0.8-8$\mathrm{M_{\odot}}$). Modelos actuales de evolución estelar sugieren que la población Galáctica de estos objetos es de aproximadamente 46000, sin embargo, solo alrededor de 3900 NPs han sido reportadas hasta la fecha en la literatura especializada. Además, un número considerable de estos objetos ($\sim$1200) necesitan todavía un estudio inicial o un análisis más profundo de sus características. En este trabajo presentamos un estudio espectroscópico de una muestra de 120 objetos reportados como NPs en catálogos recientes, para establecer su verdadera naturaleza y determinar sus propiedades físicas y químicas. Una gran parte de la muestra presenta una alta extinción, mostrando líneas de emisión muy débiles. Encontramos 26 objetos donde no detectamos líneas de emisión, 41 objetos muy oscurecidos que muestran solo unas pocas líneas de emisión (principalmente H$\alpha$) y 53 objetos con varias líneas de emisión claras. De estos objetos, identificamos 21 como verdaderas NPs utilizando para ello diagramas de diagnóstico. Para la muestra con líneas de emisión claras, hemos podido estimar temperaturas, densidades electrónicas, abundancias iónicas y abundancias elementales. Las abundancias elementales derivadas concuerdan con las del conjunto de NPs en nuestra Galaxia. Las observaciones se realizaron en el Observatorio Astrofísico Guillermo Haro (OAGH) y en el Observatorio Astronómico Nacional en la Sierra de San Pedro Mártir (OAN-SPM).

Polarimetría milimétrica de objetos extendidos con TOLTEC+GTM

TOLTEC, la cámara milimétrica de tres bandas (1.1, 1.4 y 2.0mm) instalada en el Gran Telescopio Milimétrico (GTM) "Alfonso Serrano", en la Sierra Negra de Puebla, tiene dentro de sus capacidades la obtención de los parámetros de Stokes Q y U que definen la polarización lineal del objeto en estudio. Objetos como remanentes de supernova y regiones polvorientas de formación estelar producen polarización en bandas milimétricas por procesos como sincrotrón y emisión de granos de polvo alineados por campos magnéticos. Presentamos mapas de polarización obtenidos con TOLTEC+GTM de la remanente de supernova de la nebulosa del cangrejo y de la región central de Monóceros R2. En esta charla se presentan brevemente las características técnicas de observación y reducción así como una discusión de la distribución de la polarización y su posible origen en los dos objetos antes mencionados, para ello nos apoyamos de información de otras bandas del espectro electromagnético, así como de su distribución espectral de energía.

Bright Spots on the Solar Limb Chromosphere at Sub-millimeter wavelengths

PakalMPI is a numerical model that calculates the electron and ion densities within each layer of the atmospheric model. It then solves the radiative transfer equation to determine the brightness temperature of the solar disk at various wavelengths. This code is particularly suited for simulating the solar chromosphere. We employed PakalMPI on a high-performance computing cluster with 128 nodes for approximately 1000 CPU hours.This computational effort enabled the generation of high-resolution images of the solar chromosphere at interested frequencies: 17 GHz, 100 GHz, 212 GHz, 405 GHz, 672 GHz, and 868 GHz based on the classic VAL models and VAULT observations as spatial distribution model The availability of contemporary observations from the Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) allows for a direct comparison between our synthetic emission results and ALMA multifrequency observations. We utilize modern techniques to evaluate the correspondence between the observed structures of the chromospheric network and our model predictions, particularly at sub-millimeter frequencies.

Tonalli: Un modelo MHD 3D NLTE para modelar cromósferas estelares

Uno de los grandes problemas en astronomía solar es entender la dinámica de la cromosfera solar, tal que explique el transporte de energía y el calentamiento local en regiones de Sol quieto y Sol activo. Hacer modelos semiempíricos, comparando resultados con observaciones y ajustando el modelo, es un buen método para aproximar modelos atmosféricos. Los modelos más realistas requieren MHD en 3D, transferencia radiativa y NLTE. ALMA ofrece nuevas posibilidades para estudiar la atmósfera solar con su capacidad de obtener la temperatura del plasma fotosférico y, en el futuro, mediciones de polarización. Los modelos con campo magnético son esenciales para entender las observaciones de ALMA, especialmente para identificar la estructura de la cromósfera, como ha sido notado por la presencia de estructuras fibrilares. Estos modelos, junto con las observaciones de ALMA, proveerán mejores perspectivas sobre las condiciones físicas de la cromósfera solar. En este trabajo queremos averiguar cuáles son las condiciones necesarias para sostener una cromósfera solar y calcular la densidad electrónica para reproducir la emisión continua en longitudes de onda milimétricas. Para esto se necesita un modelo del plasma que pueda producir un espectro sintético que se asemeje a las observaciones de ALMA en el continuo submm y mm. Para este propósito, compusimos un modelo llamado Tonalli, hecho de dos modelos solares anteriores: CAFE, un modelo MHD 3D usado para estudiar espículas y CME con un plasma completamente ionizado; y PakalMPI, un modelo hidrostático NLTE que usa HI, HII, H⁻ y densidad electrónica. PakalMPI calcula la emisión proveniente del mínimo de temperatura, fulguraciones solares y emisión cromosférica de estrellas de tipo solar. Tonalli orquesta estos dos modelos para comunicarlos a través de cubos de densidad y temperatura. El diseño de PakalMPI permite integrar su solución como condición inicial, tal que CAFE evoluciona dinámicamente las densidades calculadas por PakalMPI.

Análisis de la geoefectividad de las tormentas solares: correlación con la configuración de las regiones activas

En este estudio se analizaron los parámetros físicos de las EMC dirigidas hacia la Tierra para establecer su geoefectividad. Las EMC fueron tomadas de la lista de Richardson and Cane para facilitar la identificación de los eventos que produjeron tormentas geomagnéticas, tomando aquellos eventos con velocidades igual o superior a los 500 km/s. Para determinar la intensidad y el origen de la tormenta, se usaron los índices: Dst calculado por la Universidad de Kyoto, el índice regional dH del magnetómetro ubicado en Coeneo, Michoacán y se compararon con los parámetros del plasma del viento solar. Analizaremos la conexión que hay entre la región activa, la tormenta solar y la geoefectividad de la eyección.

Propagación de CMEs asféricas: Fuerza de arrastre y evolución morfológica durante el mínimo solar

Las eyecciones de masa coronal (CME) son enormes explosiones de plasma que se originan en la corona solar y atraviesan la heliosfera a lo largo de su trayectoria. El comportamiento de las CME se caracteriza principalmente por la fuerza de arrastre ejercida por el viento solar (SW), cuyo efecto es igualar las velocidades relativas al SW. Para entender esta interacción, describimos la evolución morfológica de CMEs mientras se propagan en el SW bimodal. Nos centramos en la fuerza de arrastre que ha sufrido una CME para las distancias heliocéntricas de $5\,R_{\odot}\leq r \leq 30\,\,R_{\odot}$. Para analizar las características morfológicas de la CME proponemos una forma asférica para el eyección. Para ello, consideramos esta forma como una composición entre una esfera y un elipsoide centrado en una familia de curvas. Discutimos la relevancia de profundizar en el concepto del modelo de transformación morfológica asférica que presentamos, así como las implicaciones de nuestra aproximación en relación con las observaciones in situ del fenómeno y sus posibles aplicaciones en la descripción de procesos físicos como las inestabilidades, la interacción en regiones límite, la erosión de las CMEs y la descripción dinámica durante su propagación.

Applications of Machine Learning in Astrophysics

En la búsqueda de exoplanetas, el machine learning ha sido utilizado en diversas áreas. Por ejemplo, los algoritmos de machine learning pueden entrenarse para identificar patrones en las curvas de luz de las estrellas, lo cual indica la pres- encia de exoplanetas en tránsito. El machine learning se ha convertido en una herramienta esencial para la búsqueda de exoplanetas, permitiendo analizar grandes conjuntos de datos y obtener información valiosa sobre los sistemas planetarios. En este proyecto, se utilizó un modelo de machine learning clásico (bosque aleatorio y vecinos más cercanos) para la de tección de exoplanetas, centrándose en el análisis de datos del telescopio espacial Kepler.

Campo de mareas de un modelo realista de la Vía Láctea

Los cúmulos estelares de la Vía Láctea se mueven bajo la influencia del potencial gravitacional de esta. Dicho potencial se puede dividir para su estudio en sus principales componentes: bulbo, disco, halo de materia oscura, barra central y brazos espirales. Estas dos últimas componentes, al ser las que exhiben menor simetría en su morfología, inducen una gran variedad de órbitas en los objetos del disco estelar. El objetivo de este proyecto es construir un modelo galáctico realista con la superposición de sus diferentes componentes. Además, construir un mapa de las mareas Galácticas y determinar la evolución temporal de las mismas para objetos moviéndose en órbitas simples. Se construyó un modelo del potencial de una galaxia tipo Vía Láctea de acuerdo con las más recientes determinaciones de sus propiedades morfológicas y dinámicas. Se usaron los potenciales de Plummer (1911), Miyamoto-Nagai (1975), y Navarro et al. (1996) para las componentes del bulbo, disco y halo de materia oscura, respectivamente. Para los brazos espirales se reprodujo el modelo propuesto por Li et al. (2022), basado en observaciones de Reid et al. (2019), mientras que para la barra se usó el potencial de Ferrers (Binney &amp; Tremaine, 1987). Se implementó una rutina numérica para construir un mapa de las mareas gravitacionales en este modelo Galáctico. Además, a través de órbitas simples se determinaron las regiones donde se encuentran los máximos eigenvalores del tensor de mareas. A partir del mapa de mareas Galácticas se obtuvo la evolución de las mismas a lo largo de órbitas de cúmulos abiertos que cruzan el disco, los brazos espirales y la barra. El tipo de mareas y su intensidad dependen de la órbita del objeto. A través de un análisis del campo de mareas de la Vía Láctea se determinaron las regiones de la Galaxia donde los cúmulos estelares son más propensos a ser perturbados. Estos objetos experimentan una acelerada pérdida de masa, disminuyendo así su tiempo de vida.

Cuásares Rojos en el Campo Cosmológico de Lockman

Se estudia una muestra de 8 cuásares ubicados en el campo cosmológico del Lockman Hole caracterizados inicialmente como cuásares rojos con corrimiento al rojo de 0.2 < z < 2.5. Se analizó la muestra buscando que tuviera detecciones en el telescopio WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) y que cumplan con los cortes de color 0.5 < W1-W2 < 2 y 2 < W2-W3 < 4.5 para el infrarrojo, y utilizando datos del SDSS (Sloan Digital Sky Survey) con el color g-i > 0.5 en el óptico. Del análisis multi frecuencias se obtuvo una confirmación de que 5 son cuásares rojos y los otros tres son probables candidatos. Se buscaron y analizaron los espectros en el telescopio Spitzer; de los que solo se encontraron 5 de 8 con espectros del IRS (Spitzer/Infrared Spectrograph). De estos espectros se ha encontrado que cuatro tienen líneas características de granos de polvo tanto de silicatos en 10 micras como de PAHs (polycyclic aromatic hydrocarbons), que son los principales indicadores del oscurecimiento por polvo en los núcleos activos de galaxias y cuásares. Se analiza la distribución espectral de energía para estudiar las propiedades del disco grumoso de polvo.

Análisis de la acreción de gas y vientos galácticos en NGC 3109

Las abundancias químicas de las estrellas y el gas que vemos en las galaxias nos ayudan a entender e inferir la formación y evolución de una galaxia. El estudio de las especies químicas en el Universo nos ha ayudado desde entender cómo se forman los diferentes tipos de galaxias hasta cómo se forman los elementos dentro de las estrellas, por medio de modelos de evolución química. En este trabajo proponemos modelos de evolución química para la galaxia NGC 3109, la química de esta galaxia ha sido estudiada en sus diferentes componentes, es decir, abundancias químicas de diferentes especies químicas (O, S, Ar, Fe, etc.) en el gas y en las estrellas a diferentes distancias galactocéntricas. Una particularidad que podemos encontrar en esta galaxia es que las abundancias de oxígeno observadas en las Regiones HII son menores que en las Nebulosas Planetarias (Peña et al. 2007). Este modelo de evolución química usa la contaminación química de las estrellas masivas y se considera como Reciclaje Instantáneo (IRA), es decir que nacen y mueren (y, por lo tanto, contaminan el gas circundante) en el mismo instante de tiempo, y las estrellas de baja masa se considera su tiempo de vida.

La Cámara Schmidt del INAOE en la búsqueda de Exoplanetas

La misión TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) ha sido altamente exitosa en el descubrimiento y estudio de exoplanetas mediante el método de tránsitos. TESS se basa en la detección de tránsitos planetarios. A pesar del mapeo continuo de TESS, existe una región del cielo entre los sectores 54 y 51, aproximadamente 1000 grados cuadrados, que no ha sido estudiada por la misión. Identificamos esta región como una oportunidad para utilizar la icónica cámara Schmidt del INAOE ubicada en Tonantzintla, Puebla, para investigar la posible presencia de exoplanetas en áreas de 29x20 arcmin cuadrados, especialmente en estrellas con magnitudes en el intervalo 13<=V<=17, que tampoco han sido exploradas por el proyecto WASP (Wide Angle Search for Planets). A través de un estudio de fotometría diferencial y utilizando el programa AstroImageJ, hemos generado curvas de luz detalladas para las estrellas dentro de este campo, con el objetivo de detectar posibles indicios de la presencia de exoplanetas. En este trabajo, presentamos los resultados preliminares de nuestro análisis en esta área previamente no estudiada. Estos hallazgos no solo complementan el trabajo de TESS y WASP, sino que también amplían nuestro conocimiento sobre la diversidad de sistemas planetarios en nuestra galaxia.

Remanentes de supernova y vientos magnetizados: emisión sincrotrón, mapas sintéticos y partículas lagrangianas

Se realizaron simulaciones de la evolución temprana de un remanente de supernova cuya progenitora corresponde a una supergigante roja de unas 11 masas solares en secuencia principal y sobre un campo magnético uniforme correspondiente a la galaxia. Se impone la explosión sobre la simulación de la evolución de un viento lento magnetizado de un tiempo de integración de 30k años para 4 casos: cuando la progenitora tiene campo magnético sobre la superficie de intensidad a) nula, b)5G, c)20G, d)40G. Se realizan cortes temporales para observar la evolución del remanente y su interacción con la burbuja formada por el viento, así como su emisión debida a los campos magnéticos del viento y del fondo. Se comparan los resultados de la luminosidad total sobre el plano del cielo de la emisión en radio por sincrotrón obtenida mediante la integración de mapas sintéticos obtenidos mediante interpolación de estados a cortes temporales (y asignación de parámetros usuales tales como: -distribución y fracciones de electrones relativistas en la superficie -relación entre presión termodinámica y magnética) con los obtenidos mediante las simulaciones con trazados de partículas lagrangianas. Los resultados permiten concluir que los mapas sintéticos son útiles para una aproximación general del comportamiento, tienen el sentido esperado, sin embargo dejan de ser viables cuando la distancia temporal entre dos estados de la evolución simulada son muy cercanos; por otro lado el método de partícula lagrangiana únicamente necesita la extrapolación/interpolación espacial en un estado temporal de la evolución.

Modelando la curva de luz VBRI de sistemas binarios utilizando PHOEBE

Se presenta un análisis fotométrico en los filtros BVRI del sistema binario de periodo corto V579 Lyr como punto de partida para la modelación numérica empleando el código PHOEBE, el algoritmo Wilson-Devinney junto con MCMC (Markov Chain Monte Carlo). Nuestro objetivo es derivar los parámetros de esta binaria en contacto como parte de un programa piloto que se está desarrollando a partir de observaciones en el Observatorio Astronómico Universitario de la Universidad Autónoma de Nuevo León (OAU-UANL).

Pipeline para la reducción automática de espectros ópticos del Telescopio de 2.1m OAN-SPM

Con el objetivo de realizar la reducción automática de datos astronómicos espectrales, obtenidos con el instrumento Boller & Chivens del telescopio de 2.1 m del Observatorio Astronómico Nacional (OAN) en San Pedro Mártir (SPM), se creó una pipeline usando la paquetería PyKOSMOS, la cual utiliza las funciones de astropy para la reducción de datos. La pipeline realiza de forma automática la combinación de bias, flats y de cada uno de los objetos y arcos, al igual que la resta de bias y la división por flats. La sustracción del cielo es realizada escogiendo una región en el espectro 2D donde no hay emisión de ningún objeto. Usando los valores de esa región se obtiene un espectro promedio del cielo para poderlo sustraer del espectro observado. También, realiza automáticamente la calibración por longitud de onda y flujo. Se utilizaron diferentes estrellas estándar considerando modelos tomados de la ESO (Oke, 1990), la cual están disponibles en alta resolución. La pipeline regresa el resultado de cada paso y como resultado final, el espectro calibrado por lambda y flujo. Como método de comparación, se realizaron las reducciones de observaciones realizadas durante 2023, utilizando IRAF y la pipeline automática. Se encontró una buena relación entre ambas reducciones, con una inversión mucho menor de tiempo de reducción con la nueva pipeline. Esta herramienta estará disponible junto con un reporte y un tutorial de uso, para que todo astrónomo, mexicano o extranjero que realice observaciones en el telescopio de 2.1m OAN-SPM, pueda utilizar el código de reducción automática. James Davenport, & Azalee Bostroem. (2023). jradavenport/pykosmos: PyKOSMOS: An easy to use reduction package for one-dimensional longslit spectroscopy. (v0.3.1). Zenodo. Oke, J. B. (1990). Faint spectrophotometric standard stars. Astron. J. 99.

Clasificación taxonómica de asteroides de la familia Flora

En este trabajo se presenta la clasificación taxonómica de una muestra de 163 asteroides de la familia Flora mediante espectros de reflectancia obtenidos en el Observatorio Astrofísico Guillermo Haro (OAGH) en Cananea, Sonora. Este programa es parte de los compromisos que el INAOE adquirió como socio fundador de la Red Internacional de Alerta de Asteroides (IAWN). La clasificación está basada en los esquemas propuestos por Bus & Binzel (2002), que proporcionan un marco sólido para la asignación de tipos taxonómicos a los asteroides estudiados. Esto permite estudiar sus abundancias para tratar de resolver interrogantes sobre la historia evolutiva y la dinámica de la familia Flora. Los espectros fueron obtenidos en diversas temporadas de observación en los años 2020 y 2021 con el telescopio de 2.1m del OAGH, operado por el INAOE. Como instrumento dispersor se utilizó un espectrógrafo Boller & Chivens con una rejilla de difracción de 50 líneas por milímetro, proporcionando una dispersión de 10 Angstroms/píxel y una cobertura espectral de 4,000 a 9,500 Angstroms. Para la clasificación se utilizó el método de la distancia euclidiana, observando que los asteroides asociados al tipo S predominan. Aunque se debe destacar la identificación de una diversidad de tipos taxonómicos dentro de la familia Flora. La presencia de otros tipos sugiere una composición más variada de lo que se pensaba inicialmente. Bien puede tratarse de intrusos, pero este hallazgo también plantea interrogantes sobre la historia evolutiva y la composición inicial de la familia Flora, sugiriendo la posibilidad de diferenciación o evolución de algunos asteroides a lo largo del tiempo. Estos resultados no sólo contribuyen al entendimiento de la composición y dinámica de la familia Flora, sino que sientan las bases para investigaciones futuras. En particular, la identificación de asteroides con tipos taxonómicos menos comunes sugiere la necesidad de explorar la diversidad y evolución de esta familia.

Modelando la curva de luz BVRI de sistemas binarios en contacto utilizando PHOEBE

Se presentan observaciones fotométricas en los filtros BVRI de binarias de contacto de periodo corto con el propósito de derivar sus parámetros físicos como temperatura, masa y radio. Este proyecto es parte de un programa de caracterización de sistemas binarios que se está desarrollando en el Observatorio Astronómico Universitario de la Universidad Autónoma de Nuevo León (OAU-UANL).

¿Cómo Van der Waals habría modelado la expansión del universo?

Hace más de 100 años, Van der Waals modificó "ligera" e ingeniosamente la ecuación de estado del gas ideal a través de la descripción de la interacción entre las mismas partículas del gas y su contenedor, además de introducir un potencial para describir dicha interacción. Lo cual resultó en un avance en la comprensión del comportamiento de los gases reales. Del mismo modo, en este trabajo se busca realizar una primera descripción simplificada de la dinámica del contenido de materia del universo a través de una ligera modificación al modelo de fluido perfecto utilizado en la cosmología convencional. Lo último se logrará con un simple pero interesante experimento teórico, el cual consiste en suponer que existe interacción gravitacional, sin asumir su intensidad, a escala cuántica y describir dicha interacción a través del potencial newtoniano. Además, se considerará que dicha interacción se da entre pares de una partícula de materia oscura ($DM$) y otra de materia ordinaria ($M$) que no interactúan con otros pares, reduciéndolo a un problema de dos cuerpos con lo que se podrá describir termodinámicamente la aportación de ésta a la energía total a través de la estadística de Fermi-Dirac aplicada a la energía propia del sistema . Finalmente, se modificará la ecuación de densidad para un fluido perfecto en cosmología tal que se obtenga. Con esta nueva aportación se analizará el comportamiento del factor de escala $a$ con los métodos convencionales de sistemas complejos y se comparará con las observaciones actuales.

Determinación automatizada de parámetros atómicos astrofísicos en el ultravioleta

Para analizar de forma efectiva los espectros estelares observados es necesario poder comparar estos con modelos teóricos. Un ingrediente fundamental para el cálculo de los espectros sintéticos es una lista de datos atómicos (longitud de onda central, fuerza de oscilador y constantes de amortiguamiento) que describen el perfil de cada línea espectral. Sin embargo, estos parámetros no se conocen todavía con la precisión necesaria para aprovechar al máximo las observaciones, en particular en la región del ultravioleta (UV). Mejorar estos datos permitiría estar preparados para analizar correctamente los datos de elevada calidad que se obtendrán con los futuros telescopios espaciales en el UV (e.g., WSO-UV, LUVOIR, HabEx, HWO). Los parámetros atómicos pueden determinarse de forma experimental (en laboratorio), de forma teórica o a partir de la comparación con observaciones de espectros estelares. Hasta la fecha, este último método se ha usado para obtener datos atómicos de un limitado número de lineas espectrales y, en muchos casos, de forma manual (prueba y error). El objetivo de nuestro trabajo es obtener los cientos de miles de parámetros atómicos de las líneas espectrales en un amplio intervalo de la región UV de forma simultánea, usando métodos avanzados de inteligencia computacional, adecuados para la optimización de un gran número de parámetros libres (e.g. métodos meta-heurísticos de computación evolutiva). Como primera parte del proyecto realizamos una prueba de factibilidad en un contexto puramente teórico, en el cual demostramos que el método es capaz de recuperar estos parámetros con un error comparable al obtenido en laboratorio; también analizamos el impacto de distintas fuentes de error en la determinación de estos parámetros. El objetivo a largo plazo es aplicar el método con observaciones reales y obtener una lista de parámetros atómicos actualizados, con los cuales se construirá una extensa red de espectros sintéticos estelares en el rango UV.

Spectroscopic study of globular and fuzzy clusters in the Lenticular NGC1023

We analyze the spectroscopic, chemical, age and kinematical properties of the globular cluster (GC) and faint fuzzy (FF) candidates in the Lenticular galaxy NGC1023 obtained using the long-slit and multi-object spectroscopic modes of the OSIRIS instrument at the 10.4-m Gran Telescopio Canarias (GTC) operating at a spectral resolution of ∼1000, with the intention of establishing the origin of the latter and the link between these two class of clusters. We confirm 16 GCs, where 13 are classical GCs with ages >10 Gyr and mean [Fe/H]=-0.72 while the remaining 3 being intermediate-age clusters (1–8 Gyr). For the FF sample, our analysis indicates ages between 7-9 Gyr and mean [Fe/H]=-0.33. Our kinematical studies of GC and FF samples suggests that GCs belong to the halo component whereas the FFs are associated with the disk component. The results presented here are the main results of my Master thesis.

Identificación de objetos -jóvenes- seleccionados en placas astronómicas -antiguas-

En este trabajo se analiza una muestra de objetos que fueron identificados como probables miembros de la población de Orión en las placas astronómicas del acervo de la Cámara Schmidt de Tonantzintla. La colección de placas astronómicas del INAOE, obtenidas con la Cámara Schmidt, ha sido una gran contribución de México para la comunidad astronómica mundial. El acervo del INAOE cuenta con más de 15 mil placas guardadas en un espacio diseñado para su correcta preservación. Aunque al día de hoy las placas fotográficas han sido superadas por los detectores electrónicos y se consideran obsoletas, aún es posible utilizarlas astronómicamente para llevar a cabo algunas investigaciones. Tal es el caso de Márquez-Limón et al. (1992), quienes llevaron a cabo una búsqueda de objetos jóvenes en regiones del Escorpión, Vela y Casiopea y presentaron una lista de candidatos debido a la probable presencia de Hα en emisión. En este trabajo presentamos los resultados del análisis espectroscópico de los objetos en la región de Casiopea. Las observaciones se llevaron a cabo con el reductor focal LFOSC del Observatorio Astrofísco Guillermo Haro (OAGH) ubicado en Cananea, Sonora. Con los espectros obtenidos y procesados se llevó a cabo la clasificación espectral y se determinó si se trataba de objetos jóvenes.

Seguimiento fotométrico del comportamiento evolutivo de sistemas variables. Caso de estudio: V589 Her

El presente trabajo tiene como objetivo el seguimiento evolutivo de la variable cataclísmica (VC) V589 Her. La variable cuenta con pocas referencias y fue observada en el Observatorio Astronómico Nacional (OAN – SPM) en mayo de 2017 empleando el telescopio de 0.84 m equipado con una rueda de filtros MEXMAN. Al momento de obtener las observaciones, el objeto se encontraba en su estado de quietud. Con dichas observaciones se presentó un estudio fotométrico del sistema en el CNF 2022 que permitió determinar su periodo orbital y comparar los resultados con la literatura científica existente. Se tiene la oportunidad de continuar su estudio evolutivo en las instalaciones del Observatorio Astronómico Universitario de la UANL ubicado en el cerro el Picacho en el Municipio de Iturbide Nuevo León, haciendo un monitoreo del sistema en varios filtros (sistema BVRI). El objetivo es determinar el estado de la VC y catalogar si ha tenido cambios evolutivos, lo cual es una oportunidad para contribuir a la comprensión sobre la evolución general de estos sistemas. Lo anterior, ya que el análisis de las VCs dentro de la brecha de tiempo (VCs con periodos cortos, de 2.1 a 2.8 horas) como V589 Her, representa una oportunidad de estudio para la evolución entre los sistemas SU UMa y SW Sextantis.

Espectrógrafo TARSIS: fabricación de lentes con superficies anesfericas

TARSIS, acrónimo de Tetra-ARmed Super-Ifu Spectrograph, es un instrumento de nueva generación para el telescopio de 3.5m del observatorio de Calar Alto. Es un espectrógrafo con una unidad de campo integral (o IFU, del inglés Integral Field Unit) basada en la técnica de rebanado de imagen que proporcionará resolución intermedia-baja, tiene características únicas, en particular su capacidad para detectar luz en el ultravioleta cercano y su campo de visión sin precedentes. Se trata de cuatro espectrógrafos: tres optimizados en el intervalo de 320 a 520 nm y uno en el intervalo de 510 a 810 nm. El INAOE es miembro del Consorcio TARSIS, formado por la Universidad Complutense de Madrid, el Instituto de Astrofísica de Andaluacía, el INAOE, y de otras instituciones españolas. El INAOE es responsable de la fabricación de 56 lentes de muy alta precisión y gran diámetro, además de 12 ventanas plano-paralelas para la construcción de sistemas de rejillas de difracción holográficas o VPHs (por sus siglas en inglés). En este trabajo se muestra el proceso inicial para la fabricación de las cuatro lentes con superficies anesféricas que se tienen en los espectrógrafos. Se muestran el proceso de fabricación usado en el Taller de Óptica de INAOE comenzando con el cálculo de la superficie esférica que mejor se ajusta a la superficie anesférica y se describen la maquinaria y equipo utilizados. Asimismo, se presentan los principales aspectos necesarios para la metrología óptica.

Estudio de galaxias con líneas de emisión extrema usando modelos de fotoionización

Se presentan modelos de fotoionización para el estudio de las características en emisión de una muestra compuesta por 15 galaxias con líneas de emisión extrema (elegidas por tener una emisión dominante de oxigeno) que presentan un EW para [O III] alto. La muestra fue tomada del catalogo SDSS a partir del DR7 para redshift Z<0.3 con diferentes morfologías y colores. Los modelos se generaron considerando la emisión proveniente de regiones HII super gigantes centradas en las galaxias, tomando las temperaturas efectivas para el cúmulo de estrellas ionizantes en el rango 52,000 K < Teff < 60,000 K correspondientes a parámetros de ionización en el rango de -2.00 < U(H) < -1.00. Se considera la densidad de hidrógeno con un valor de n_H = 10 cm^-3, y el radio interno de la nebulosa r = 120 pc. Además se consideran abundancias en fase gaseosa típicas para regiones HII. Los resultados obtenidos a partir de los modelos codificados se dividieron de acuerdo con ciertas líneas de emisión para los elementos [O III], [N II], [O II], y [Ar III], cuyos valores teóricos se ajustaron lo mejor posible a las observaciones que se tienen para estas galaxias. Se observó que para los elementos en la zona de alta ionización, modelos con temperaturas de T = 58,000 K - 60,000 K ajustan mejor a los datos observacionales, mientras que para la zona de baja ionización se tienen T = 52,000 K - 56,000 K. El parámetro de ionización presentó valores altos (U(H) = -1.00) para el [O III] mientras que para los demás elementos se tuvo una dispersión mayor de valores en el rango trabajado.

Análisis espectral de asteroides en la vecindad de la familia Flora

Este trabajo se centra en el análisis espectral y la taxonomía de asteroides de la Familia Flora (FF), ubicada en el Cinturón Principal de Asteroides. Los asteroides pertenecientes a familias proporcionan información valiosa sobre la composición interna de los cuerpos parentales, el origen y las regiones fuente de los asteroides cercanos a la Tierra (NEA), y la correlación entre meteoritos y sus cuerpos parentales. Se analizaron espectroscópicamente 151 miembros de la FF, lo que representa uno de los mayores estudios realizados sobre esta familia. Las observaciones se llevaron a cabo con el telescopio de 2.1m del Observatorio Astrofísico Guillermo Haro (OAGH). El objetivo principal es mejorar la comprensión del origen, la evolución dinámica, la composición mineralógica y el papel de la FF como una de las principales fuentes de NEA, para esto, se clasificó taxonómicamente a los miembros de la muestra utilizando el esquemas de Bus & Binzel (2022). Para llevar a cabo la clasificación, se desarrolló un esquema híbrido que une el algoritmo de Distancia Euclidiana con tres verentes del método k-Nearest Neighborhood (kNN). Las vertientes del kNN involucran el Analisis de Componentes Principales y el Análisis de Componente de Vecindario. Resultados: 1) Se determinó que 129 asteroides analizados pertenecen al Tipo S. 2) 8 miembros potenciales de la FF exhibieron clasificaciones taxonómicas diferentes a la S, lo que sugiere que podrían ser cuerpos intrusos. 3) Se encontraron 5 objetos cuya taxonomía los vincula directamente con la familia Vesta. 4) Se proponen 2 objetos con posible parentesco a la familia primordial de asteroides. 5) Se demostró que el albedo es un parámetro útil para diferenciar entre los Tipos C y X. Los resultados obtenidos proporcionan información valiosa para futuros estudios sobre la composición y evolución de la FF y otros grupos de asteroides.

Estudio cinemático de nebulosas planetarias con alto indice de discrepancia de abundancias

Las nebulosas planetarias son esenciales para comprender las etapas finales de la evolución estelar y el enriquecimiento químico del medio interestelar. Sin embargo, presentan discrepancias en las abundancias determinadas mediante líneas prohibidas y permitidas. En particular, las nebulosas con altos factores de discrepancia de abundancia (ADF) son intrigantes debido a sus propiedades anómalas poco comprendidas. Este estudio examina la cinemática y las condiciones físicas de dos nebulosas planetarias con alto ADF, Hf 2-2 y M 1-42, utilizando técnicas observacionales y analíticas. El objetivo es investigar los movimientos de iones mediante las líneas emitidas y determinar si comparten una estructura cinemática coherente. La selección de los objetos se basó en la disponibilidad de datos espectroscópicos de alta resolución del Observatorio Europeo Austral (ESO). El análisis detallado reveló una clara distinción entre las regiones externas e internas de las nebulosas y un gradiente de temperatura en el plasma normal. Ambas nebulosas presentan dos componentes de plasma: uno de alta temperatura y baja densidad, y otro con temperaturas más bajas y densidades más altas (especialmente en Hf 2-2). La presencia de una componente de plasma adicional subraya la complejidad del proceso de expulsión de material. Este trabajo contribuye significativamente a nuestra comprensión de la cinemática y las condiciones físicas de NP’s con alto ADF.

El Universo en el aula: transformando la educación con astronomía

En este trabajo se presentan los progresos alcanzados en la elaboración de un programa integral de capacitación dirigido a docentes, desde preescolar hasta preparatoria, ofrecido tanto en modalidad presencial como virtual. El propósito fundamental de este curso es facilitar la efectiva implementación de los temas relacionados con la astronomía, los cuales ya están incorporados en los planes y programas de estudio de los niveles educativos mencionados. Esta propuesta se deriva de la creación de la Oficina de Astronomía para la Educación de la Unión Astronómica Internacional, cuyo objetivo es respaldar el intercambio de conocimientos entre astrónomos profesionales, expertos en pedagogía y docentes en activo. Esta labor se desarrolla a través de los Coordinadores Nacionales de Educación en Astronomía (NAECs) de cada país y se justifica ya que frecuentemente los docentes abordan los temas astronómicos de manera superficial, por lo que es necesaria una capacitación. Además, se proponen nuevos contenidos para contribuir a la educación integral de los estudiantes. El objetivo final es fomentar un auténtico interés por la astronomía, y por las ciencias, desde las primeras etapas de la enseñanza. Esta propuesta está respaldada por el éxito de las “Jornadas de capacitación a personal docente para la observación de los eclipses solares", que puso de manifiesto, a nivel nacional, el notable interés por la astronomía entre los docentes y estudiantes. Esto fue reforzado con el desarrolló de un curso asincrónico, en colaboración con la VIEP y la FCFM de la BUAP, y el INAOE, orientado a capacitar de manera virtual a los participantes en la observación segura de los eclipses. En este contexto presentamos este programa de formación, el cual ha sido concebido después de que los NAECs-México llevaran a cabo un análisis exhaustivo, a través de los planes y programas de estudio, de la situación de la astronomía en la educación en nuestro país.

Mediciones de opacidad atmosférica con radiómetro de 210 GHz

Para determinar si un sitio es adecuado para instalar un radiotelescopio se requiere de una caracterización de la opacidad atmosférica del lugar. La opacidad es una medida de la atenuación que sufre la radiación electromagnética al atravesar la atmósfera terrestre, por lo que es indispensable medirla en los potenciales sitios radio astronómicos. Una forma de conocer esta opacidad es midiendo la emisión de radiación de las moléculas de vapor de agua, contenidas en la atmósfera, a través de un radiómetro. Presentamos un radiómetro que mide la emisión de radiación del vapor de agua a una frecuencia de 210 GHz, que recientemente instalamos en Namibia para caracterizar el cielo del futuro sitio del Telescopio Milimétrico Africano. Describimos el diseño, funcionamiento y despliegue del instrumento en campo; además del método de reducción de datos, los resultados de 7 meses de mediciones y la comparación con la opacidad del cielo del Observatorio Astronómico Nacional de San Pedro Mártir.

Un radio interferómetro para medir retardos de fase de señales electromagnéticas que se propagan en la atmósfera

Este proyecto tiene como objetivo principal medir con precisión los retardos de fase de señales emitidas por un radio faro a 11.92 GHz, proveniente de un satélite geoestacionario de telecomunicaciones. Para ello, se desarrolló un interferómetro compuesto por tres antenas, en conjunto con una RFSoC (System on Chip de Radio Frecuencia) para capturar en tiempo real las señales de cada antena. Se utilizará un programa especializado para medir los retardos de fase y aplicar el método de cerradura de fase, con el fin de mejorar la precisión de las mediciones. El objetivo central de este proyecto es mejorar la caracterización de sitios astronómicos, lo que contribuirá a la identificación de ubicaciones óptimas para futuros observatorios y proyectos astronómicos. Esto ampliará nuestro conocimiento sobre la influencia de la atmósfera en las observaciones astronómicas de alta precisión.

Estudio de las abundancias químicas en galaxias con líneas de emisión extrema

La naturaleza de las galaxias con líneas de emisión extrema o también llamadas galaxias oxígeno dominadas aún no se ha podido resolver totalmente. Estas son galaxias en donde la línea de emisión, generalmente [O III]$\lambda$5007 es muy intensa, con una anchura equivalente mayor a la presente en las galaxias con líneas de emisión normales. Algunos autores proponen que son galaxias con una alta formación estelar o galaxias de muy baja metalicidad. En este trabajo se presentan las abundancias de varios elementos químicos para un total de 27 galaxias EELG, obtenidas a partir de los espectros reducidos del SDSS y medidos por los autores con MIDAS y IRAF. Como se pudo detectar las líneas aurorales de varios elementos, se pudo determinar la temperatura electrónica y obtener las abundancias por el llamado método estándar o directo. Se obtienen también los parámetos físicos ($T_{e}$ de alta y baja ionización, $n_{e}$). Los resultados más reseñables son que ninguna de las galaxias estudiadas con de muy baja metalicidad (las llamadas XMP), sino que los valores están entre los de la SMC y LMC. También comentar que las abundancias determinadas con MIDAS y IRAF no son muy parecidas.

Estallidos en Radio Solares: escuchando las emisiones del Sol con las antenas Callisto

El proyecto e-Callisto en México está conformado por las antenas LANCE A, LANCE B, MEXART y FCFM-UANL, las cuales se encargan de monitorear los estallidos en radio solares. Este proyecto se centra en el estudio de los estallidos tipo II y tipo III, relacionados a fenómenos explosivos (fulguraciones y eyecciones de masa coronal) que ocurren en la atmósfera solar. Se combinaron las observaciones (espectros dinámicos) de las cuatro antenas para identificar la hora de ocurrencia del evento, su duración y cómo se detectaron en cada banda de emisión, para comprender mejor los procesos físicos involucrados en la generación de estos fenómenos. Esta área de investigación ampliará nuestro entendimiento sobre la actividad solar y sus efectos en el entorno espacial cercano a la Tierra.

Morfocinemática del par de galaxias en interacción Arp 83

En este trabajo se estudia el par de galaxias en interacción Arp 83 (NGC 3799 y NGC 3800) a partir de la cinemática del gas ionizado. La dinámica e historia del encuentro se analizan complementando la información con imágenes en distintas longitudes de onda. Ambas galaxias están clasificadas como espirales barradas. Dada la diferencia de tamaño entre las mismas y el hecho de que la galaxia menor (NGC 3799) se encuentra cerca de un brazo de marea saliente de la galaxia principal (NGC 3800), este sistema se clasifica como “tipo M51”. Los datos se obtuvieron con el interferómetro Fabry-Perot de barrido PUMA en el telescopio de 2.1 m del OAN-SPM. Se realizaron correcciones fotométricas y calibraciones para obtener un cubo de información con dos ejes espaciales (x, y) y un eje asociado a la longitud de onda de Hα afectada por el movimiento del gas ionizado en la galaxia (eje z). A partir de este cubo se obtuvieron los mapas en Hα, del continuo estelar y de la velocidad a lo largo de la línea de visión (LOS), así como el mapa de dispersión. A partir del mapa de velocidad LOS se construyeron las curvas de rotación. La curva de rotación de NGC 3800 es más simétrica, mientras que la curva de NGC 3700 tiene una mayor dispersión. A partir de cierto radio, ambas curvas de rotación se mantienen planas. Las curvas se ajustaron con una función analítica para derivar un mapa de velocidades “modelo” y obtener el llamado mapa de “velocidades residuales”. A partir de este mapa se identifican movimientos no circulares del gas asociados a las barras y también a la interacción. Con la ayuda de los mapas de velocidades se encuentra que la galaxia menor NGC 3799 parece estar más perturbada, identificándose perfiles dobles de emisión en la dirección de la galaxia principal.

Análisis de parámetros climáticos durante los eclipses solares de 2023 y 2024 desde el observatorio astronómico del Volcán Sierra Negra

El presente estudio se centra en el análisis de los datos climáticos registrados durante el eclipse anular del 14 de octubre de 2023 y el eclipse total del 8 de abril de 2024, que se observaron desde distintos puntos de la república mexicana y en particular desde el Gran Telescopio Milimétrico Alfonso Serrano y el observatorio de rayos gamma HAWC ubicados en el Volcán Sierra Negra. Se analizaron los datos de temperatura, humedad relativa y radiación solar antes, durante y después de cada uno de estos eclipses. Los resultados revelan variaciones significativas durante el periodo del eclipse, a saber, reducciones en la temperatura y radiación solar, así como variaciones en la humedad relativa. El análisis proporciona información sobre la interacción entre fenómenos celestes y variables climáticas locales, lo cual contribuye al entendimiento del entorno atmosférico en sitios de gran altura.

La explosión volcánica de Hunga Tonga-Hunga Ha'apai registrada por las estaciones meteorológicas ubicadas en el observatorio astronómico del Volcán Sierra Negra

La erupción del volcán Hunga Tonga-Hunga Ha'apai, el 15 de enero de 2022 en el archipiélago de Tonga, fue un evento significativo para todo el planeta. Esta erupción generó una poderosa explosión que provocó una gran columna de material piroclástico, que alcanzó altitudes de más de 50 km en la atmósfera. Además, produjo una onda expansiva que se propagó a través del océano, dándole la vuelta más de una vez al planeta, como lo muestran los registros en diferentes partes del mundo. El estudio realizado es un análisis de la perturbación climática, específicamente de la presión atmosférica registrada por las estaciones meteorológicas ubicadas en el sitio del Gran Telescopio Milimétrico Alfonso Serrano y en el observatorio de rayos gamma HAWC. Los resultados del trabajo revelan cambios importantes en las variables climáticas de Sierra Negra como consecuencia de la onda expansiva. Estas variaciones proporcionan información valiosa sobre la propagación de ondas atmosféricas a larga distancia y su impacto en regiones distantes. En resumen, el análisis resalta la importancia de la monitorización continua de los parámetros climáticos en observatorios astronómicos localizados a altitudes superiores a los 4000 m, para comprender mejor los fenómenos atmosféricos extraordinarios.

Explorando las regiones HII: condiciones físicas, abundancias químicas y su papel en la evolución galáctica

Las regiones HII, vastas nubes de gas ionizado que rodean estrellas jóvenes y masivas, son elementos cruciales del medio interestelar. Su estudio brinda una ventana única a la formación estelar, el enriquecimiento químico de la galaxia y la formación de sistemas planetarios. Este proyecto se centra en un estudio detallado para estimar las condiciones físicas y las abundancias químicas dentro de estas regiones HII. Se usan datos espectroscópicos obtenidos con el espectrógrafo Boller & Chivens y el telescopio de 2.1m del OAN en San Pedro Mártir y se emplea el software PyNeb. El código PyNeb, es una herramienta que permite calcular las propiedades físicas, como la temperatura y densidad electrónica, de los gases ionizados presentes en las regiones HII. Además, es posible estimar las abundancias de elementos químicos que componen estas regiones.

Astrometría de asteroides con la Cámara Schmidt de Tonantzintla

En este trabajo se presenta la astrometría de un conjunto de asteroides observados con la Cámara Schmidt de Tonantzintla, con la finalidad de obtener el código de observatorio del Minor Planet Center (MPC) para este observatorio. Para ello, se obtuvieron imágenes de siete asteroides, en pares de noches consecutivas. Posteriormente fueron procesadas y analizadas para obtener sus posiciones celestes. Para el análisis astrométrico se utilizó el software MPO Canopus, diseñado para este propósito. El reporte con las medidas astrométricas fue enviado al Minor Planet Center. Con el impacto en 2013 de un meteorito en Cheliábinsk, Rusia, las agencias involucradas en el monitoreo de Objetos Cercanos a la Tierra (NEOs) reafirmaron el riesgo que representa el impacto de un asteroide contra la Tierra, de modo que el estudio de los cuerpos menores del sistema solar ha adquirido cada vez una mayor relevancia, por lo que cualquier información – ya sea astrométrica, fotométrica o espectroscópica – que contribuya en un mayor conocimiento de estos objetos, es de suma importancia. Gracias a ello, el grupo de trabajo sobre Objetos Cercanos a la Tierra (NEOs) comandó la creación de la Red Internacional de Alerta de Asteroides (IAWN), un equipo conformado por instituciones alrededor del mundo que se encargan del descubrimiento, monitoreo y caracterización tanto de los NEOs como de los Asteroides Cercanos a la Tierra y los Asteroides Potencialmente Peligrosos (NEAs y PHAs, respectivamente), así como del mantenimiento de una red de comunicación internacional para la recepción, reconocimiento y procesamiento de las mediciones y parámetros encontrados, como es el Minor Planet Center. El INAOE es una de las instituciones fundadoras de la IAWN, con lo cual ha contraído responsabilidades en el monitoreo de estos objetos. Dentro de este programa es que se incluye el presente trabajo.

Estudio espectroscópico de estrellas brillantes en cúmulos abiertos jóvenes

Los cúmulos abiertos o galácticos están formados por un grupo de decenas a miles de estrellas que se consideran nacieron al mismo tiempo y comparten propiedades químicas similares. En este trabajo presentamos un estudio espectroscópico y fotométrico de las estrellas brillantes (V < 15) de una muestra de cúmulos jóvenes, con edad menor a 30 millones de años, para determinar sus propiedades y estudiar la relación entre éstas y las propiedades fotométricas globales del cúmulo donde reside, tales como metalicidad, distancia y extinción interestelar. Para verificar la pertenencia de cada estrella a su cúmulo presentamos una revisión de las distancias reportadas en la base de datos del satélite GAIA DR3. Adicionalmente, se discute la utilidad de nuestros espectros en estudios teóricos de poblaciones estelares.

Predicción de eclipses solares con el ciclo maya de 11960 días

Partiendo de la información sobre eclipses del Five Millennium Catalog of Solar Eclipses de la NASA, elaborado por Fred Espenak, que incluye todos los eclipses solares ocurridos en un período de 5000 años (-1999 a +3000), se ha elaborado un programa en Python que permite analizar datos para calcular familias de eclipses. El programa se prueba para encontrar las familias de Saros, obteniéndose las familias de Saros en Solar Eclipses of Saros Series 0 to 180 de la NASA, lo cual garantiza que el programa funciona correctamente. Adicionalmente, este estudio aporta valiosa información que permite entender cuando nace y cuando muere una familia de Saros. Posteriormente se aplica para encontrar las familias del ciclo maya de 11960 días, la cual también resulta exitosa, verificando que efectivamente este número de días, igual a 46 tzolkins, es un predictor de eclipses solares. Esto es notable ya que el tzolkin es el ciclo sagrado de 260 días en Mesoamérica. Al igual que en el caso de las familias de Saros, se observa que el nacimiento y muerte de las familias del ciclo maya ocurre siempre cuando hay 2 eclipses solares en un mes. El período Maya de 11960 días ha sido poco estudiado, siendo lo más común, el estudio de la predicción de eclipses en la Tabla de Eclipses del Códice de Dresden, en términos de los períodos de 148, 177 y 178 días.

Estrellas RR Lyrae cercanas al Bulbo Galáctico: ajuste y obtención de sus parámetros físicos

Las estrellas variables en cúmulos globulares nos brindan información sobre las edades tempranas de la Vía Láctea, puesto que estos se crearon casi al mismo tiempo que la Galaxia. Al estudiarlas podemos obtener información sobre su origen y evolución (como es el caso de las RR Lyraes y Cefeidas tipo II). En las regiones cercanas al Bulbo Galáctico tenemos algunos cúmulos globulares, pero es difícil estudiar sus variables debido a la gran concentración de estrellas en estas regiones. Existen bases de datos que han observado estas zonas y poseen series temporales de las estrellas variables. Haciendo uso de la base de datos del Optical Gravitational Lensing Experiment (OGLE), analizamos las curvas de luz en los filtros V e I de algunas de las estrellas variables (particularmente RR Lyrae) de la región del Bulbo Galáctico. Mediante un ajuste de Fourier obtenemos los parámetros físicos de estas estrellas, tales como: [Fe/H], M$_V$, T$_{eff}$, L$_\odot$, masa, radio y distancia. Con base en esto podemos dar argumentos sobre la pertenencia o no de estas estrellas a algún cúmulo globular.

Análisis fotométrico de estrellas RR Lyrae en regiones cercanas al Bulbo Galáctico

Una forma de estudiar la Vía Láctea es mediante las estrellas variables en los cúmulos globulares, puesto que estos se crearon casi al mismo tiempo que la Galaxia. Al realizar un análisis, particularmente de estrellas como RR Lyrae y Cefeidas tipo II, podemos obtener información sobre su origen y evolución. En las Zonas cercanas al Bulbo Galáctico tenemos algunos cúmulos globulares con estrellas variables, pero debido a la gran concentración de estrellas en estas zonas es difícil estudiarlas. Afortunadamente existen bases de datos que con series temporales de estas estrellas variables. Haciendo uso de la base de datos del Optical Gravitational Lensing Experiment (OGLE), analizamos las curvas de luz en los filtros V e I de algunas de las estrellas variables (particularmente RR Lyrae) de la región del Bulbo Galáctico. Mediante un ajuste de Fourier obtenemos los parámetros físicos de estas estrellas, tales como: [Fe/H], M$_V$, T$_{eff}$, L$_\odot$, masa, radio y distancia. Con base en esto podemos dar argumentos sobre la pertenencia o no de estas estrellas a algún cúmulo globular.

Clasificación taxonómica de Asteroides Cercanos a la Tierra (NEAs)

En este trabajo se reportan los resultados del análisis espectroscópico de una muestra de Asteroides Cercanos a la Tierra (NEAs, por sus siglas en inglés). Los NEAs fueron observados, en diferentes temporadas entre 2017 y 2020, en el Observatorio Astrofísico Guillermo Haro (OAGH) ubicado en Cananea, Sonora y operado por el INAOE. El INAOE, al ser uno de los firmantes iniciales de la Red Internacional de Alerta de Asteroides (IAWN, por sus siglas en inglés), tiene como cmompromiso usar sus observatorios para monitorear y estudiar asteroides de nuestro sistema solar, en especial aquellos que comparten una órbita parecida a la Tierra, es decir, de una órbita cercana a una unidad astronómica, ya que al tener, estos NEAs, una cierta probabilidad de impactar contra la Tierra, es importante conocer sus características y composición, lo cual se puede lograr mediante observaciones espectroscópicas. Las observaciones se llevaron a cabo con un espectrógrafo Boller & Chivens. Las imágenes se procesaron con Pyraf. La clasificación taxonómica de cada objeto en la muestra, según las características de su espectro en el intervalo de 4000 a 9500 Å, se realizó calculando la distancia euclidiana y siguiendo los esquemas de Bus-DeMeo y Bus & Binzel.

Monitoreo fotométrico de asteroides con la Cámara Schmidt de Tonantzintla

En este trabajo se reportan los resultados del monitoreo fotométrico de tres asteroides, (34704) 2001 OS8, (2345) Fucik y (8181) Ahnert, cuyos períodos y amplitudes no habían sido definidos o eran inciertos. La investigación se estructuró en tres fases: selección de los asteroides, observación utilizando la Cámara Schmidt de Tonantzintla (INAOE) y determinación de los parámetros mencionados. El monitoreo fotométrico se realizó durante un periodo de 80 horas, distribuidas en varias noches entre los meses de febrero y abril, utilizando la Cámara Schmidt. Los datos obtenidos fueron procesados con el programa MPO Canopus, permitiendo una evaluación detallada de la variación en la luminosidad reflejada por los asteroides, es decir, la curva de luz. Como resultado, además de enriquecer la base de datos astronómicos de asteroides, como el Minor Planet Center, y mejorar la comprensión de estos cuerpos celestes, se logró determinar por primera vez el período y la amplitud del asteroide (34704) 2001 OS8. Se confirmó, mejorando la certidumbre, el período reportado en la base de datos del ALCDEF del Minor Planet Center para el asteroide (2345) Fucik. Sin embargo, no se logró determinar el período del asteroide (3181) Ahnert con las observaciones realizadas, a pesar de ello, estas observaciones son valiosas para futuras investigaciones y observaciones sobre este asteroide.

Evaluación del MAHM para predecir posiciones de los cuerpos celestes conocido por los griegos

El Mecanismo de Antikythera Monumental de Hermosillo (MAMH) es una réplica 10 veces mayor que el Mecanismo de Antikythera original (MA) hallado en 1901 en el fondo del mar Mediterráneo cerca de la isla de Antikythera, Grecia. Se construyó en el siglo II a. C. y es considerada la primera computadora de la historia. El MAMH es fruto de más de 120 años de investigaciones realizadas sobre el MA, así como del trabajo colaborativo de profesores de la UNISON, la Universidad de Atenas y Relojes Olvera III Generación, todo esto, con el apoyo del Gobierno de Sonora y de la UNISON. El MAMH es la primera réplica funcional del MA, ya que funciona de manera continua movida por un reloj monumental, lo cual le permite mostrar en tiempo real las posiciones del Sol, la Luna con su fase, y los 5 planetas visibles conocidos desde la antigüedad. En este trabajo se evalúa su capacidad para predecir las posiciones de estos 7 cuerpos celestes, comparando las longitudes eclípticas que predice con las reales. Pese a basarse en un modelo geocéntrico que sabemos es incorrecto, el MAMH predice posiciones cercanas a las correctas, lo cual es posible gracias al modelaje matemático del diseñador del MA y su implementación en el MA, lo que efectivamente lo convierte una computadora analógica.

Analisis sismológico de estrellas pulsantes gigantes rojas usando las relaciones de escala

Las relaciones de escala de las oscilaciones de tipo solar son herramientas fundamentales en la astrosismología que permiten relacionar las propiedades globales de las estrellas, como su masa y radio, con las características de sus oscilaciones. Estas relaciones de escala proporcionan una traduccón de las características de los modos estocásticos de bajo grado en el Sol para predecir las características de oscilaciones similares a las del Sol en otras estrellas con capas exteriores convectivas. Las estrellas pulsantes gigantes rojas muestran oscilaciones de tipo solar que son generadas por la convección\'on turbulenta en su envoltura, de forma que se pueden usar las relaciones de escala para estimar sus parámetros. En este trabajo se analiza un grupo de estrellas gigantes rojas observadas por KEPLER y TESS con el objetivo de estimar con precisión sus parámetros usando métodos sismológicos. Para cada estrella se llevó a cabo un análisis Fourier de las curvas de luz y se calculó el espectro de potencias de las oscilaciones, la frecuencia de corte acústica, $\nu_{\rm max} \propto \frac{g}{\sqrt(T_{\rm eff})}$, y mediante la autocorrelación del espectro de potencia la separación larga en frecuencias $\Delta \nu$$ \propto \sqrt{M}{R^P{3}}$. Usamos los parámetros estelares de GAIA junto con $\nu_{\rm max}$ y $\Delta \nu$ en las relaciones de escala de las oscilaciones de tipo solar para estimar la masa y el radio de las estrellas. Las estrellas se dibujan en un diagrama de Kiel y se discute su estado evolutivo. Se comparan los resultados obtenidos con diferentes relaciones de escala disponibles en la literatura.

Comportamiento de la masa de un meteoroide en el escenario post-breakup usando el concepto de child-parent

El ingreso de un NEO (Objeto Cercano a la Tierra, por sus siglas en inglés) a la atmósfera de la Tierra y su trayectoria por este fluido provoca cambios en su masa y variación de ángulo de vuelo y velocidad. Hay un momento clave en su trayectoria que es importante para el análisis tanto observacional como teórico: el momento en que el meteoroide se fragmenta (break-up), el cual, dependiendo de su velocidad y composición inicial (valor al entrar a la atmósfera), determinarán el escenario post-breakup. De dicho escenario se puede inferir el tamaño y forma de la nube de escombros y sus consecuencias, por ejemplo, la energía liberada y convertida en onda de choque que impactará con las capas atmosféricas más bajas de nuestro planeta. Dicha onda de choque es capaz de provocar afectaciones estructurales en los edificios de las poblaciones cercanas al impacto del NEO o lesiones en los órganos internos de las personas que ahí habitan (por ejemplo, el meteoroide de Chelyabinsk). En este trabajo se presenta un modelo numérico que describe el comportamiento de la masa después de la fragmentación bajo el concepto de fragmentación child-parent (fragmentación discreta), obteniendo aportes en el estudio de este campo relacionados con una cota de masa máxima final, asumiendo un parámetro de escala de fuerza exponencial, $\alpha=2/3$ y un factor de pérdida de masa, $P_p$, variable. En particular hemos aplicando el modelo al caso del meteoroide moreliano con resultados físicamente aceptables.

Monitoreo fotométrico de los asteroides (941) Murray, (2410) Morrison y (1417) Walinskia

En este trabajo se presentan los resultados obtenidos de la fotometría diferencial realizada a los asteroides (941) Murray, (2410) Morrison y (1417) Walinskia con observaciones entre los meses de febrero y abril de 2024 con la cámara Schmidt de Tonantzintla, operada por el INAOE. Los asteroides fueron seleccionados principalmente porque los parámetros reportados en el Minor Planet Center, el portal que recopila los asteroides descubiertos y sus parámetros calculados, fueran de baja confiabilidad, además de su visibilidad en los meses de observación mencionados. Tras la obtención de los datos se realizó el estudio fotométrico diferencial, se trazaron sus curvas de luz con el apoyo el software MPO Canopus. Como resultado, se obtuvo una curva de luz con mayor confiabilidad del asteroide (941) Murray, de tal manera que fue posible determinar con mayor precisión su periodo y amplitud. Para los asteroides (2410) Morrison y (1417) Walinskia, la amplitud de sus curvas es muy pequeña, por lo que que en el MPC no cuentan con parámetros, pero se espera con los datos obtenidos de mayor calidad dar algún valor con mayor confiabilidad.

Identificación de estrellas jóvenes en la región del Escorpión

Esta trabajo se enfocó en el estudio espectróscopico de 13 objetos en la región del Escorpión que inicialmente fueron seleccionados en placas astronómicas del Observatorio Astrofísico Nacional de Tonantzintla (OANTon). Estos objetos fueron clasificados, debido a su probable emisión Hα, como candidatos a la población joven de Orión. Para confirmar su naturaleza se obtuvieron espectros de baja resolución en el Observatorio Astronómico Guillermo Haro (OAGH). Márquez-Limón et al. (1992) revisaron tres regiones del cielo (en dirección de Escorpión, Vela y Casiopea) en el acervo de placas de la Cámara Schmidt de Tonantzintla, encontrando 43 objetos que mostraban probable emisión en Hα, y los propusieron como candidatos a estrellas jóvenes. Este trabajo se centró en la región ubicada en dirección del Escorpión, que contiene 13 objetos de interés. Se llevó a cabo una revisión de estos ojectos en las bases de datos estelares para obtener sus parámetros principales, pero el objetivo principal fue clasificarlos utilizando espectros de baja resolución obtenidos con el telescopio de 2.1m del OAGH y utilizando un espectrógrafo Boller & Chivens, para buscar la presencia o ausencia de Hα en emisión y así determinar su naturaleza.

Estudio Fotométrico de Galaxias con Líneas de Emisión Extremas (EELG)

En este trabajo presentamos el estudio de la SED para un grupo de 15 galaxias con líneas de emisión extrema (EELG) con el fin de encontrar alguna pista sobre el origen de la alta anchura equivalente en [OIII] (EW[OIII]) de estas galaxias. Los datos de estas galaxias se han obtenido en la bilbiografìa, pero se les ha corregido de extinción galáctica y se tiene datos de flujo desde el FUV hasta el infrarrojo medio (W4). Para modelar esta SED se ha utilizado el código MAGPHYS, versión high-z.v2. A pesar de que muchos autores proponen que estas galaxias están sufriendo un proceso de starburst para explicar la EW[OIII], nosotros encontramos que no hay un exceso significativo ni en la zona UV ni en el MIR, que nos indique una presencia de una alta densidad de estrellas. Esto está de acuerdo con los resultados obtenidos de la Tasa de Formaciòn Estelar (SFR) para estas mismas galaxias.

Detección de emisión molecular en galaxias Seyfert

Presentamos las primeras observaciones de gas molecular con el GTM-50m para una muestra de 10 galaxias Seyfert intermedias (con línea ancha en Ha, y en algunos casos en Hb) que nos ayudará a conocer la huella de la actividad nuclear en las líneas de emisión molecular responsables de la formación estelar en galaxias con actividad nucelar (AGN). Los objetos fueron seleccionados del catálogo del SDSS-MaNGA observadas con espectroscopia de campo integral a bajo z (0.04-0.13), el cual nos permite separar la contribución de la galaxia anfitriona y la emisión nuclear. La importancia de este estudio con el GTM-50m radica en que la detección de líneas de emisión moleculares débiles en AGN de línea ancha es un reto debido a la intensa contribución nuclear que puede eclipsar la emisión de la galaxia anfitriona. Con estas detecciones, podremos estudiar posibles correlaciones entre tres componentes principales de la galaxia: la emisión molecular, la actividad nuclear y la Galaxia Anfitriona.

Estudio de las propiedades de GHIIRs y HIIGs como progenitoras de sistemas esferoidales

Las regiones HII gigantes (GHIIR) así como las galaxias HII (HIIG) son objetos que tienen poblaciones estelares jóvenes capaces de ionizar el gas circundante y así producir espectros dominados por líneas de emisión estrechas. Sin embargo, su evolución fotométrica y dinámica modifican las propiedades observacionales de estos objetos. Por ejemplo, la luminosidad o magnitud absoluta y la dispersión de velocidades del gas ionizado de las GHIIR y las HIIG muestran una excelente correlación, la cual con el paso del tiempo y dependiendo de su masa inicial, puede llegar a coincidir con las de objetos esferoidales viejos, lo cual lleva a pensar que este tipo de regiones y/o galaxias con formación estelar intensa pueden ser las progenitoras o se encuentran en etapas tempranas de la evolución de sistemas tales como cúmulos globulares, bulbos de galaxias espirales o galaxias elípticas enanas. En este trabajo se presenta un análisis de datos fotométricos y espectroscópicos para obtener parámetros tales como cinemática, composición química, masas y tamaños del gas ionizado y del cúmulo estelar de GHIIR y HIIG, con el objetivo de explorar si son consistentes con las predicciones de los modelos evolutivos de formación y evolución de cúmulos globulares.

Función de Luminosidad de Nebulosas Planetarias en M81

En este trabajo se presenta el análisis de la Función de Luminosidad de Nebulosas Planetarias (FLNP) para la galaxia espiral M81. La FLNP es un método para determinar distancias extragalácticas tomando en cuenta a las nebulosas planetarias (NPs) como candelas estándar. Si bien este método puede tener ciertas controversias en cuanto a su construcción, sus resultados para calcular distancias extragalácticas son bastantes robustos y utilizados. A partir de datos de la literatura se construyó la FLNP canónica para M81, además de proponer un método estadístico para la elección de los intervalos (bins en ingles), quitando la dependencia en la "experiencia del autor" en la construcción de dicha función y asegurando el mejor resultado posible en el calculo de distancia, siendo este el principal resultado reportado en este trabajo. También se presenta el estudio de la FNLP en dos zonas de la galaxia definidas como bulbo y disco, analizando la forma obtenida por medio del método de dos modos.

Estudio de Nebulosas Planetarias con Estrellas Centrales Binarias

Durante las últimas décadas, la teoría de la binariedad ha tomado impulso en el campo de las Nebulosas Planetarias, desempeñando un papel crucial en muchos aspectos de estos objetos. En particular, se ha destacado su influencia en las morfologías complejas que exhiben, como multipolaridad, simetrías puntuales y la presencia de flujos de alta velocidad. La existencia de núcleos binarios en estas nebulosas ha sido repetidamente señalada como responsable de estos fenómenos; sin embargo, la identificación de sistemas binarios sigue siendo observacionalmente desafiante. Esta presentación muestra los avances iniciales en mi investigación de tesis de maestría enfocada en nebulosas planetarias con estrellas centrales binarias. El objetivo es examinar las propiedades físicas y dinámicas de estos objetos para caracterizar sus propiedades y encontrar diferencias y similitudes con nebulosas planetarias que tienen estrellas solitarias. Comenzaré ilustrando las mediciones de la velocidad de expansión de la envoltura nebular en una muestra de nebulosas planetarias con núcleos binarios. Estas mediciones ofrecen perspectivas valiosas sobre la cinemática de estos sistemas, aclarando su evolución y dinámica. El marco conceptual de esta investigación se basa en dos conceptos clave. Primero, se introduce el modelo de Vientos Estelares Interactuantes como un fundamento esencial para entender la formación y evolución de estos sistemas estelares. Segundo, se discute la teoría del envolvente común como un aspecto crucial para comprender las propiedades físicas y dinámicas de estas nebulosas. El material observacional proviene del acervo del Catálogo Cinemático de Nebulosas Planetarias de San Pedro Mártir.

Exploración de la Formación Estelar en Galaxias mediante Redes Neuronales Interpretables y Simulaciones Cosmológicas

El objetivo principal de este proyecto de investigación es comprender los procesos físicos fundamentales que influyen en la formación y evolución de las galaxias mediante el uso de técnicas de inteligencia artificial interpretable, esta es una aplicación novedosa. Esto mediante la exploración del espacio latente de una red neuronal, que se encarga de procesar imágenes de galaxias, y su relación con la activación de neuronas en esta estructura. El uso de inteligencia artificial interpretativa permite explorar relaciones físicas que por su complejidad no se pueden identificar con técnicas tradicionales. El conjunto de datos de entrada consiste en imágenes generadas por la simulación Illustris TNG, con esto se generan campos escalares tridimensionales (de densidad de gas y materia oscura, temperatura, metalicidad, entre otros) y vectoriales (del gas y materia oscura). Luego, haciendo una extracción por partes de las galaxias simuladas (brazos espirales, bulbo, disco, halo) se analizan las características principales que fomentan la formación estelar, observando la activación de neuronas conforme la evolución de éstas. Se espera encontrar correlaciones entre la formación estelar y su historia haciendo énfasis en la morfología de las galaxias y propiedades físicas del halo de materia oscura, el gas dentro de las galaxias y su medio ambiente cósmico.

Estudio de abundancias químicas en cúmulos estelares jóvenes con APOGEE y BACCHUS

La determinación precisa de las propiedades de las estrellas jóvenes a través de la espectroscopía es altamente relevante para comprender mejor la historia de la formación y evolución estelar, así como la evolución de la Vía Láctea a lo largo del tiempo. Dichas propiedades incluyen la determinación de abundancias de elementos pesados presentes en las atmósferas de las estrellas, las cuales se relacionan directamente a la evolución química reciente en nuestra Galaxia. Describimos el análisis de datos espectroscópicos de una muestra de estrellas jóvenes en una colección de regiones de formación estelar con distancias entre 0.1 y 2 kpc exploradas en los programas APOGEE-2 y Milky Way Mapper del sondeo Sloan Digital Sky Survey. Se estimaron parámetros atmosféricos precisos y abundancias químicas. Para la determinación de parámetros atmosféricos empleamos el código TONALLI (Adame et al. en rev), que proporciona, entre otros datos, temperaturas efectivas, gravedades superficiales y velocidades de rotación, parámetros fundamentales para la estimación de abundancias químicas, la cual se llevo a cabo con el código BACCHUS (Masseron et al. 2016). El proyecto tiene como meta dos productos principales: un catálogo de propiedades estelares, que incluye las abundancias químicas de todas las regiones estudiadas, y un análisis de cómo las abundancias que medimos en la atmósfera de las estrellas jóvenes concuerdan con otras medidas, como las realizadas a partir de las líneas de emisión en el medio interestelar local de las mismas regiones de formación estelar.

Análisis de la relación entre el ambiente cósmico y las propiedades de las galaxias del catastro CLASSY

El objetivo de este proyecto es estudiar el efecto del ambiente cósmico en el que se encuentran cada una de las 45 galaxias del catastro CLASSY (Cosmic Origins Spectrograph Legacy Spectroscopic Survey, PI Berg). CLASSY usó el telescopio espacial Hubble (HST) para obtener espectros ultravioleta de las galaxias con el espectrógrafo Cosmic Origins Spectrograph (COS). Se busca encontrar correlaciones entre el ambiente cósmico de las galaxias y observables como su tasa de formación estelar, metalicidad, color, tasa de formación específica y masa para interpretarlos en el contexto de las teorías de formación de galaxias. Para caracterizar la red cósmica usaremos observaciones del Sloan Digital Sky Survey (SDSS-IV, Data Release 13 (DR13)), mapas de galaxias tridimensionales y realidad virtual. Comenzamos con un análisis cualitativo de mapas de densidad basados en datos de SDSS. Para cada galaxia en CLASSY se cuenta con la ascensión recta, la declinación y el corrimiento al rojo, por lo que es posible ubicarlas en el mapa tridimensional. De este mapa se puede obtener la densidad de materia que hay alrededor de cada galaxia. Veremos si el lugar en el que se encuentra la galaxia, por ejemplo, en un vacío o en una pared, se relaciona con propiedades fundamentales de ésta.

Simulación Temporal de un Halo de Materia Oscura utilizando el Método de Runge-Kutta de Cuarto Orden: Una Exploración Científica

Este proyecto presenta una simulación detallada de un halo de materia oscura y las interacciones entre sus componentes, utilizando el método numérico Runge-Kutta de cuarto orden como herramienta clave en el análisis. Los resultados se visualizan a través de gráficas que abarcan desde representaciones visuales del sistema hasta las magnitudes empleadas en la simulación en función de sus variables dependientes.$\\$ El enfoque inicial del proyecto fue comprender las interacciones gravitacionales en el tiempo dentro del halo de materia oscura, empleando datos conocidos sobre la Vía Láctea para establecer un perfil de densidad coherente. Para ello, se implementaron métodos numéricos, para calcular la función de masa acumulada y la distribución de velocidades Maxwellianas.$\\$ La simulación se llevó a cabo utilizando un programa desarrollado en Python, permitiendo modelar la evolución del halo a lo largo de uno o dos gigayears mediante la interacción gravitatoria, empleando el método Runge-Kutta de cuarto orden.$\\$ Los resultados obtenidos incluyen la función de masa acumulada, la distribución de masas, la velocidad en función del radio y la evolución del radio del halo con respecto al tiempo. A pesar de reconocer ciertas limitaciones y áreas de mejora en las representaciones gráficas, este trabajo destaca por su valor en la comprensión de sistemas similares y la optimización de futuros proyectos en el ámbito de la física computacional.

Diseño de un espectrógrafo de baja resolución para la clasificación espectral precisa del sol

Con el objetivo de realizar una clasificación espectral más precisa del Sol, basada en el sistema de Morgan & Keenan (An Atlas of Stellar Spectra with an Outline of Spectral Classification, 1943), presentamos el diseño preliminar de un espectrógrafo de baja resolución, explorando el uso de rejillas de dispersión holográficas, para registrar la región espectral en la que está basado el sistema de clasificación mencionado (~ 3800 a 5000 Angstroms), del Sol. Este espectrógrafo está planeado para acoplarse por medio de fibra óptica al Telescopio Solar del Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica (INAOE), un instrumento histórico de este instituto, donado por Luis Enrique Erro (fundador del entonces Observatorio Astrofísico Nacional de Tonantzintla -antecesor del INAOE) en el año de 1940, siendo el primer instrumento científico del Observatorio. Entre las aportaciones destacadas que se realizaron con él fue la participación del Observatorio en el monitoreo de la actividad solar durante el Año Geofísico Internacional de 1957, además de haber sido el telescopio con el que se entrenaron más de una generación de estudiantes que eventualmente serían los pilares de la astronomía moderna en México. Dado que este telescopio se encuentra desde hace muchos años únicamente como una reliquia histórica, con este proyecto, además de realizar la calibración espectral precisa del Sol, se busca que un telescopio histórico como el Solar del INAOE vuelva a funcionar como un instrumento científico.

Contribución de un modelo Afterglow observado fuera de eje de la emisión Sincrotrón sefl-Compton inverso en Destellos de Rayos Gamma

Los destellos de rayos gamma (GRB - Gamma-Ray Burst), son destellos intensos de corta duración, considerados los eventos explosivos más luminosos del universo, que llegan a alcanzar luminosidades del orden de $\sim 10^{50}-10^{54}$ erg/s. Recientemente ha comenzado un gran interés en estudiar la presencia de una estructura de jet en destellos de rayos gamma, tanto de corta como de larga duración. En el descubrimiento de la fusión de estrellas de neutrones (GW 170817), asociado al GRB 170817A se encontró que este tiene una estructura con una distribución de energía con dependencia angular. Esto explicó el lento crecimiento de la curva de luz del afterglow el cual corresponde a la emisión tardía o resplandor remanente de la fuente, por lo que se ha supuesto que otros destellos presenten estos jets. El objetivo del trabajo es establecer un modelo teórico a partir del modelos de la fireball relativista y del modelo analítico de Sincrotrón de flujo fuera de eje del afterglow para la radiación emitida por la emisión Sincrotrón Self Compton del afterglow producida por la desaceleración del jet fuera de eje, para una densidad del medio circundante con diferentes parámetros de estratificación $(k = 0.0; 1.0; 1.5; 2.0)$, y aplicar este modelo a un destello en particular para obtener las curvas de luz para la emisión Sincrotrón Self Compton. En nuestro caso, al GRB 160821B detectado por SWIFT BAT y Fermi GBM el 21 de Agosto de 2016 con una duración $T_{90} = 0.48\pm 0.07$ ($15-350$ keV), y observado en múltiples longitudes de onda 0.2 días después de la detección por diferentes instrumentos.

Dinámicas de los flujos explosivos asociados a la formación estelar

Desde hace dos décadas han sido descubiertas regiones en el universo conocidas como flujos "explosivos" que se generan en zonas muy activas de formación estelar en donde ocurren fenómenos interesantes y poco comprendidos hasta el día de hoy. En el presente trabajo se tratará de dar una explicación a estos eventos, a través de un modelo analítico ya que se desconoce si son eventos con pocas probabilidades de ocurrir o si en realidad ocurren de forma muy regular pero con tiempos de vida muy pequeños comparados con las escalas astronómicas y ello nos dificulte la detección de estos eventos efímeros. En el presente póster nos enfocaremos en uno muy particular conocido como Orión BN/KL el cual fue el primero en descubrirse, se encuentra a una distancia de 400 pc, consta de aproximadamente 200 filamentos con edades que van de los 500 años hasta los 4000 años; para ello el estudio se realiza mediante 2 moléculas, la primera es de H2 y la segunda es de CO. Con una nueva hipótesis pretendemos dar respuesta a algunas de las preguntas que aún no han podido ser respondidas acerca del origen y evolución de estos objetos.

Modelos numéricos de flujos moleculares

El nacimiento de las estrellas tiene origen en nubes moleculares de muy alta densidad y baja temperatura. En las primeras etapas de la formación estelar se han podido observar jets astrofísicos provenientes de una protoestrella que se encuentra inmersa en la nube molecular progenitora. Estos flujos de material ultrasónico son eyectados al medio interestelar y como resultado de la interacción con el ambiente se genera una envolvente molecular que podemos observar por medio de diferentes líneas espectrales como el CO (2-1), entre otras. En este trabajo se busca simular estos flujos con el objetivo de entender mejor los diferentes eventos que se presentan en estas interacciones de materia, como las superficies de trabajo observadas a lo largo del jet, así como el material barrido que da origen a la envolvente. Para poder estudiar estos eventos se simularon objetos estelares jóvenes en la primera etapa de la formación estelar que se conocen como objetos clase 0. Estos modelos numéricos se realizaron utilizando el código Walkimya2D, se consideraron diferentes parámetros libres y mostraremos su un impacto en la morfología de los flujos, así como su evolución química.

Interacción de galaxias con paredes en la red cósmica utilizando Illustris TNG

El mecanismo por el cual los núcleos de galaxias se activan sigue siendo un área de estudio con gran actividad. En este caso, la hipótesis es que la interacción de las galaxias con la red cósmica influye en la adquisisión de gas primordial, por ende la activación del AGN. La red cósmica está compuesta por diferentes estructuras: nodos, filamentos, vacíos y paredes. Siendo el objetivo el entendimiento de cómo las galaxias embebidas en paredes adquieren gas y la interacción de estas dos estructuras. Para esto se utilizarán datos de la simulación cosmológica Illustris TNG con el fin de encontrar y diferenciar paredes del resto de las estructuras cósmicas y así estudiar la interacción de las galaxias con su fuente de material. Se espera encontrar un indicio de que la interacción de galaxias con la red cósmica (en este caso con paredes) es un mecanismo de activación de AGN.

SCI-HI: Levantamiento de Sitios, medición de la contaminación electromagnética en los alrededores del Gran Telescopio Milimétrico “Alfonso Serrano”

El Gran Telescopio Milimétrico “Alfonso Serrano” es el instrumento astronómico de mayor importancia para la ciencia mexicana. La capacidad de resolución en el rango de ondas milimétricas y submilimétricas permiten la exploración extragaláctica, obtención de información relevante con respecto al centro de galaxias. Este instrumento participó en la obtención de la imagen del agujero negro Sagitario A*. La instrumentación requerida para obtener las señales es altamente susceptible de interferencia electromagnética. La localización geográfica del GTM en el centro del país lo coloca en una zona circundada de emisoras de radio AM/FM y televisión, además de señales de telefonía celular, enlaces de microondas, entre otros. Estos tienen el potencial de inducir señales eléctricas en los instrumentos que perturben la información obtenida por el radiotelescopio. Es importante caracterizar las frecuencias externas que puedan causar interferencias El INAOE en colaboración con otras universidades del país y de Norteamérica, trabajan en el proyecto SCI-HI (Sonda Cosmológica de las Islas para la detección del Hidrógeno Neutro). La Fac. de Ciencias Físico Matemáticas de la UAdeC ha desarrollado en colaboración a este proyecto, el equipo de prueba de sitios. Este realiza dos mediciones de la potencia del espectro electromagnético en los rangos de 40 a 120 MHz y en el rango de 40 MHz a 1.4 GHz, registrando la posición geográfica y la intensidad del espectro en las frecuencias antes mencionadas. La información recolectada permite la creación de un mapa de distribución de la potencia alrededor de la zona. En este trabajo se presentan las mediciones obtenidas alrededor del radiotelescopio y la creación de los mapas correspondientes utilizando QGIS mediante la interpolación Kriging. Se hace un análisis de los resultados, enfatizando en su potencial para el levantamiento de sitios para este y otros telescopios que se instalen en nuestro país y el resto del mundo.

Estudio multifrecuencia de emisión polarizada en M1, la nebulosa del cangrejo

De Looze et al. (2019) expone, mediante un modelo bayesiano, la distribución espectral de energía asociada a M1, remanente de supernova ubicada a 2 Kpc de distancia, la cual se teoriza que procede de una supernova de tipo II y modela cual es el tipo de grano de polvo responsable de dicha emisión, concluyendo que se trata de carbón amorfo con 1 $\mu m$ de diámetro, sin embargo no descarta la presencia de granos basados en silicio. Chastenet et al. (2022), mediante el uso de datos milimetricos observados con IRAM (2.0 mm) (Ritacco et al. 2018) y de observaciones propias con SOFIA/HAWC+ (89 $\mu m$ y 154 $\mu m$), presenta la polarización lineal asociada a los granos de polvo presentes en filamentos polvorientos de la nebulosa, corrigiendo la emision propia de los granos de polvo modelando la distribucion espacial de la emision sincrotrón asociada a longitudes de onda del infrarrojo medio. Utilizando observaciones polarimétricas en cercano infrarrojo con OAGH/POLICAN (1.65 $\mu m$ ), obtenemos la distribución espacial de la emisión sincrotrón presente en la nebulosa, la cual extrapolamos a longitudes de onda de infrarrojo medio y de milimétrico que nos permiten corroborar los resultados presentados por Chastenet et al. (2022) y empezar con el estudio de la polarización asociada al exceso en milimétrico reportada por De Looze et al. (2019), la cual se teoriza que es debido a una diferencia de población de partículas que emiten en sincrotrón a dichas longitudes de onda (De Looze et al. 2019).

Parámetros Atmosféricos de Estrellas Gigantes Rojas en el Campo de KEPLER Usando la Fotometría Strömgren

Las estrellas gigantes rojas representan una etapa avanzada en la evolución estelar, durante la cual una estrella ha agotado el hidrógeno en su núcleo. En esta fase, la fusión ocurre en una delgada capa alrededor de un núcleo inerte de helio, y la envoltura exterior se enfría lo suficiente como para que la zona convectiva abarque la mayor parte de la estrella, haciéndola casi completamente convectiva. Debido a esto, las estrellas gigantes rojas siguen una trayectoria casi vertical en el diagrama de Hertzsprung-Russell. Entre las estrellas gigantes rojas, aquellas que muestran oscilaciones intrínsecas son de gran interés para la astrosismología. Las gigantes rojas pulsantes son osciladores de tipo solar, es decir, sus oscilaciones son estocásticamente excitadas y amortiguadas por la convección turbulenta cerca de la superficie. El satélite Kepler detectó oscilaciones de tipo solar en miles de estrellas gigantes rojas, las cuales permiten estimar las masas y los radios directamente de las propiedades de los espectros de potencia utilizando las conocidas relaciones de escala para las oscilaciones estocásticas (ver Poster de Monsibais, L.). Para aprovechar al máximo las oscilaciones en las gigantes rojas, es necesario conocer con precisión sus parámetros atmosféricos, como la temperatura efectiva ($T_{\rm eff}$) y la gravedad superficial ($\log g$). En este trabajo se presentan los resultados de la fotometría fotoeléctrica en los filtros de Strömgren-Crawford $uvby−H_{\beta}$, llevada a cabo en el telescopio de 0.84m del Observatorio Astronómico Nacional en San Pedro Mártir (OAN-SPM) con el fotómetro DANES, de un gran número de estrellas pulsantes gigantes rojas. Como resultado, se obtuvieron los índices de color $(b−y)$, $c1$, $m1$ y $H_{\beta}$, a partir de los cuales se derivaron la temperatura efectiva y la gravedad utilizando diferentes calibraciones empíricas y el método del flujo infrarrojo (Infrared Flux Method, IRFM).

Galaxy Maquila: bulbos, seudolbulbos y discos en el cúmulo de Virgo

Hemos encontrado que los bulbos y pseudobulbos en el cercano infrarojo presentan una distribución uniforme $(\langle{J-H}\rangle = 0.7$, $\langle H-K_s\rangle =0.3$, and $\langle{J-K_s} \rangle=1.0)$ en un rago de 9 magnitudes ($-26 \leq M_{K_s} \leq -17$) para galaxias de campo, mientras que los discos si presentan una relación color-magnitud (CMR) que indica que los discos más brillantes son ligeramente más rojos. La mayora de los estudios previos han usados colores medidos en aperturas, nosotros hemos hecho una descomposión del brillo superficial con GALFIT para separ las componentes de disco, bulbo y barra. Aquí presentamos una muestra de 80 galaxias miembros del cúmulo de Virgo donde exploramos el compartamiento de la distribución de los colores de cada componente en un ambiente rico. Estos son los primeros resultados para las 40 galaxias más brillantes.

Tratamiento de imágenes en python de un cúmulo de galaxias

El objetivo de este proyecto es desarrollar y presentar un flujo de trabajo integral para el tratamiento y análisis de imágenes de cúmulos de galaxias utilizando Python y sus bibliotecas científicas, como `astropy`, `numpy`, `matplotlib` y `scipy`. Este proceso es esencial para extraer información valiosa sobre la estructura y evolución del universo. El proyecto comienza con la lectura de datos astronómicos en archivos FITS (Flexible Image Transport System), un formato estándar en astronomía. Utilizando `astropy.io.fits`, se cargan las imágenes de cúmulos de galaxias, que luego se visualizan con `matplotlib.pyplot`. Esta etapa inicial permite una inspección preliminar de los datos y una comprensión básica de la distribución de las galaxias. El preprocesamiento de las imágenes incluye la normalización y la eliminación de ruido. La normalización ajusta los valores de los píxeles a una escala uniforme, mejorando la coherencia de los datos. La eliminación de ruido se realiza aplicando un filtro de mediana con `scipy.ndimage.median_filter`, lo cual reduce las irregularidades y resalta las características importantes de la imagen. Para identificar galaxias individuales dentro del cúmulo, se emplea la detección de bordes mediante el filtro Sobel (`scipy.ndimage.sobel`). Esta técnica acentúa los bordes de las estructuras presentes en la imagen, facilitando la identificación de objetos distintos. Posteriormente, la segmentación y etiquetado de objetos se realiza con `scipy.ndimage.label`, asignando etiquetas únicas a las regiones contiguas de la imagen y permitiendo el conteo y análisis de cada objeto identificado. El análisis de los objetos detectados puede incluir la medición de áreas y otras propiedades cuantitativas, proporcionando una comprensión más detallada de las galaxias en el cúmulo. Este enfoque integral mejora la calidad de los datos y permite un análisis profundo y preciso de las imágenes astronómicas.

Aplicación de la Programación Genética en la interpretación de observaciones cosmológicas

El avance tecnológico y el desarrollo de nuevos observatorios que ha permitido incrementar la precisión así como el volumen de datos recopilados , nos ha motivado a buscar nuevas formas de interpretar y manejar dichos registros. Dentro de los enfoques abiertos se encuentra la programación genética inspirada en los fundamentos de la selección natural propuestos por Darwin. En este trabajo se utilizó un regresor simbólico de la librería $\textit{gplearn}$ para construir una metodología que obtuviera directamente las expresiones algebraicas correspondientes a distintos conjuntos de observaciones sintéticas basadas en funciones racionales, lineales, trigonométricas entre otras. Se analizó la variabilidad en los resultados al ajustar los parámetros de entrada y las funciones utilizadas como criterios de selección con el fin de reconstruir las funciones que describen observables cosmológicas.

Galaxy Maquila: la distribución de los agujeros negros supermasivos en el cúmulo de Virgo

Hemos hecho una recalibración para la estimación de la masa de los agujeros negros supermasivos (SMBH) usando fotometría en cercano infrarojo (NIR) para galaxias de campo que tienen determinada su masa por métodos directos. Hemos compilado una muestra de 80 galaxias en el cúmulo de Virgo en 2MASS donde hemos hecho el análisis del brillo superficial para 30 galaxias usando GALFIT para obtener luminosidades de las componentes de bulbo, disco y barra, así como las dispersiones de velocidades de la base de datos Hyperleda (http://leda.univ-lyon1.fr/leda/param/vdis.html). Esto nos pemite evaluar de la densidad de agujeros negros en un cúmulo cercano de baja masa.

Observaciones y análisis de la variación secular de la estrella (HADS) $\textbf{SZ Lyncis}$

El propósito de este trabajo es inferir nuevos parámetros orbitales que expliquen el comportamiento de un sistema binario en esta estrella. Dicho fenómeno ya había sido determinado previamente a través del "Light Time Travel Effect" (LTTE). Nuevos datos extienden la base temporal y, por ende, se espera que los nuevos tiempos de máximos determinados sigan el patrón previsto, incrementando la precisión y permitiendo inferir parámetros orbitales con mayor exactitud. Las nuevas observaciones de la estrella SZ Lyncis fueron realizadas en el Observatorio Astronómico Nacional de Tonantzintla (OAN-TNT) utilizando un telescopio Meade de 10'' equipado con una cámara CCD. Los nuevos tiempos de máximo permiten extender el estudio de su variación secular mediante el diagrama O-C. Este diagrama muestra un patrón periódico en los residuos, el cual ha sido estudiado previamente por diversos autores a través del (LTTE). Estos estudios sugieren que la configuración del sistema binario permite la determinación de parámetros orbitales que han cambiado con el tiempo. Se espera que los nuevos tiempos de máximos sigan la tendencia prevista, lo que permitirá mejorar la precisión de los parámetros orbitales actuales.

Galaxy Maquila: la formación estelar en bulbos y discos en las galaxias del cúmulo de Virgo

En este trabajo hacemos el análisis multifrecuencia de las galaxias más luminosas en el cúmulo de Virgo, para hacer el brillo superficial y obtener las compontes de bulbo, disco y barra. Hemos seleccionado las galaxias NGC 4321, NGC 4473, NGC 4526 y NGC 4450 cuyas imágenes desde el UV hasta el lejano infrarojo ha sido calibradas y homogenizada en la base DustPedia (http://dustpedia.astro.noa.gr/). Para gener la sisntésis de poblaciones estelares en presencia de polvo usaremos el código MAGPHYS. En este trabajo queremos corroborar que las formación estelar procede de adentro hacía afuera independientemente del medio ambiente donde se encuentran las galaxias.

Un enfoque de ciencia de datos para la identificación de exoplanetas rocosos

El Satélite de Exploración de Exoplanetas en Tránsito (TESS, por sus siglas en inglés), fue lanzado en 2018 con la misión de detectar planetas pequeños orbitando estrellas brillantes, logrando transformar por completo la búsqueda de exoplanetas (Ricker et al, 2014, Proceedings of the SPIE, Vol. 9143, id. 914320 15 pp). No obstante, a pesar del éxito del TESS en recabar datos de exploración, en la actualidad sigue siendo un desafío el clasificar los exoplanetas rocosos de manera exacta debido a la complejidad de los datos. Para enfrentar esta problemática, en este trabajo se presenta una metodología enfocada en la ciencia de datos que facilita la identificación de exoplanetas similares a la Tierra, empleando técnicas de minería de datos para su preprocesamiento y la selección de características a evaluar, que sirven de entrada al entrenamiento de algoritmos de aprendizaje automático para obtener una mejor tasa de clasificación de los planetas extrasolares en función de sus características. Los resultados del proyecto se presentan para demostrar la efectividad de la metodología propuesta, concluyendo con una discusión referente a los hallazgos, implicaciones e importancia de este tipo de algoritmos para la clasificación de datos astronómicos, y el futuro de esta área de investigación.

En la busqueda de proto-exo-planetas usando tecnicas de Machine Learning

Presentamos resultados preliminares en la búsqueda de proto-exo-planetas en observaciones radio, usando Convolucional Neural Networks entrenados sobre imaginas generadas con el código Fargo-3d.

Caracterización de Grupos Móviles Jóvenes con el Método del Cono en el Programa Milky Way Maper

Los grupos móviles jóvenes son asociaciones de estrellas con edades menores a 100 millones de años, que mantienen coherencia cinemática. Aquí estudiamos aquellos en la vecindad solar. Estos son difíciles de identificar debido a su baja densidad superficial, a diferencia de cúmulos estelares más compactos y con mayor número de miembros. Se identifican por su cinemática fría, conservada del movimiento de su nube progenitora. La juventud de sus miembros se determina por rasgos espectrales, producto de la acreción o actividad en sus cromósferas (como líneas de Hα, Li I, Ca II H & K). En este trabajo se utilizan datos espectroscópicos ópticos del programa “Milky Way Mapper” (MWM, parte de la etapa V del sondeo “Sloan Digital Sky Survey”), obtenidos con el instrumento BOSS (resolución de R~2500) para una muestra de objetos a distancias menores a 1000 pc. Se identificaron y midieron rasgos espectrales mediante la red neuronal “LineForest” (Saad et al. 2024). Se combina la información de estos trazadores jóvenes con datos cinemáticos del sondeo Gaia. Además, se añaden velocidades radiales obtenidas con el espectrógrafo infrarrojo APOGEE (resolución de R~22000), completando el vector de posición-velocidad. Con el vector de velocidad se implementa el Método del Cono (Ramírez-Preciado et al. 2018), que identifica grupos de estrellas con vectores de velocidad orientados de manera similar. Este método permitió identificar grupos móviles jóvenes en el catálogo RAVE (Kunder et al. 2017). En este trabajo se extiende el método al sondeo MWM, incorporando trazadores espectrales característicos de juventud, lo que permite separar por estados evolutivos. Presentamos resultados preliminares de nuestro proyecto, que incluyen mapas en el cielo y el espacio de velocidades, con los candidatos a grupos móviles identificados.

Galaxy Maquila : La relación Tully-Fisher para el cúmulo de Virgo

Hemos hecho una recalibración de las relaciones de escalamiento usando fotometría en cercano infrarojo (NIR) y datos tomados de la literatura para galaxias gigantes de campo. Una de las relaciones más importantes cuya mayor apliación ha sido como indicador de distancia y el contenido de materia oscuar en las galaxias es la relación Tully-Fisher (TFR), que muestra que $L\propto V_{rot}^{\gamma}$, donde $L$ es la luminisidad de la galaxia, $V_{rot}$ es la velocidad de rotación medida a partir de la línea de 21 cm del Hidrógeno, mientras que $\gamma\simeq 4$ en el NIR . A partir de una muestra de 80 galaxias en el cúmulo de Virgo hemos hecho el análisis del brillo superficial para 30 galaxias espirales usando GALFIT usando imágenes de 2MASS, para obtener luminosidades de las componentes de bulbo, disco y barra, así como la inclinación y ángulo de posición de los discos; miestras que las velocidades de rotación han sido tomadas de la base de datos Hyperleda (http://leda.univ-lyon1.fr/leda/param/vdis.html). Esto nos ha permitido hacer refinamientos a la TFR, presentamos los primeros resultados.

Características cinemáticas de HH-3

Se presentas observaciones Fabry-Perot simultaneas de H alfa y [SII], de la región circundante de HH-3, se discute la morfología de los cocientes de línea, así como sus cocientes. De igual manera se tienen observaciones integradas de [OIII] y [NII] lo cual nos permite obtener parámetros físicos de la región.

Galaxy Maquila : proyecciones del plano fundamental para los bulbos de las galaxias en el cúmulo de Virgo

Hemos hecho una recalibración de las relaciones de escalamiento usando fotometría en cercano infrarojo (NIR) y datos tomados de la literatura para galaxias gigantes de campo. Dos relaciones fundamentales reconocidas como proyecciones del plano fundamental son la relación de Kormedy (KR) y la relación Faber-Jackson (FJR), la KR establece que $r_e\propto \langle \mu_e \rangle$, el radio que contiene la mitad de la luz una galaxia ($r_e$) es proporcional al brillo superficial promedio de la galaxia a ese radio ($\langle \mu_e \rangle$); mientras que la FJR indica que las galaxias más luminosas tiene mayor dispersión en las velocidades de las estrellas ($L\propto \sigma^4$). A partir de una muestra de 80 galaxias en el cúmulo de Virgo hemos hecho el análisis del brillo superficial para 30 galaxias espirales usando GALFIT usando imágenes de 2MASS, para obtener luminosidades de las componentes de bulbo, disco y barra, así como la inclinación y ángulo de posición de los discos; miestras que las medidas de la dispersión de velocidades han sido tomadas de la base de datos Hyperleda (http://leda.univ-lyon1.fr/leda/param/vdis.html). Con esto mostramos una las relaciones KR y FJR pueden ayudarnos a discriminar entre bulbos y pseudobulbos, también mostramos la dependencia con la longitud de onda de dichas relaciones.

Caracterización del Instrumento 2CAN para la clasificación taxonómica de Cuerpos Menores

Los cuerpos menores son los materiales remanentes de los procesos de formación y evolución del Sistema Solar. El estudio de estos objetos, a partir de sus propiedades físicas y superficiales, permite obtener información valiosa sobre dichos procesos. De las propiedades superficiales se deriva la clasificación taxonómica, que es una manera sencilla de catalogar la mineralogía del regolito de los cuerpos menores. Aunque dicha clasificación regularmente se lleva a cabo mediante la observación espectroscópica de banda ancha es más eficiente si se realiza mediante la espectrofotometría de estos objetos. Para usar esta técnica observacional en el Observatorio Astronómico Nacional de San Pedro Mártir (OAN-SPM) se está desarrollando un instrumento de dos canales VIS-IR llamado 2CAN, específicamente para el telescopio de 1.5 m. Dicho instrumento está compuesto por un dicroico, dos ruedas de filtros, y dos cámaras: ANDOR iXon Ultra 888 para el rango visible y Raptor Ninox 640 SU para la banda SWIR (Short-Wavelength Infrared), lo cual permite cubrir un longitudes de onda desde las 0.45 hasta 1.7 micras y observar en un filtro visible y otro infrarrojo simultáneamente para obtener un color determinado del objeto. Mediante la generación de diagramas color-color de las observaciones, este instrumento permitiría una clasificación taxonómica rápida de cuerpos menores, basada en las propiedades superficiales de los mismos. El objetivo de esta plática es realizar una descripción completa del instrumento 2CAN y sus componentes, así como de las metas científicas y los objetos a los cuales se dirigen.

Constelación de profesores: la red para transformar la enseñanza astronómica en niveles básicos de educación

En este trabajo se presenta la creación de una red de profesores destinada a la mejora en la enseñanza de Astronomía, desde el nivel básico hasta el medio superior. Luego de la creación de la Oficina de Astronomía para la Educación de la Unión Astronómica Internacional (IAU), se seleccionaron Coordinadores Nacionales de Educación en Astronomía (NAECs) para cada país, con la finalidad de intercambiar conocimientos entre astrónomos profesionales, expertos en pedagogía y docentes en activo. Esta labor se inició con programas que los centros astronómicos tenían con profesores. Luego de las “Jornadas de capacitación a personal docente para la observación de los eclipses solares" llevadas a cabo en todo el país en los últimos 2 años, no sólo fue evidente el interés por la astronomía y su enseñanza, sino que se logró contactar a miles de profesores. El objetivo principal de la red es poner en contacto a astrónomos profesionales con profesores interesados en la enseñanza de astronomía a través de sesiones virtuales y presenciales. Inicialmente, se lanzó la convocatoria a nivel nacional, principalmente a profesores incluidos en las listas de registros de las Jornadas, solicitando hacerla extensiva a todos los potenciales interesados. Se están seleccionando representantes estatales, mismos que propondremos como NAECs asociados a la IAU, para que realicen prácticas presenciales. Se compartió el análisis sobre los planes de estudios vigentes en las escuelas, pero, dado que fue hace 3 años, es necesaria una evaluación diagnóstica a los profesores para obtener una retroalimentación sobre los temas astronómicos que tratan, su nivel de conocimiento y la forma en que los enseñan. Simultáneamente, se están desarrollando cursos asincrónicos. Esta red de profesores permitirá enriquecer tanto a astrónomos como a profesores, así como desarrollar y ofrecer herramientas, y el conocimiento necesario, para acercar la astronomía, y la ciencia, de manera efectiva a niños y jóvenes.

Estudio de Agujeros Negros Supermasivos mediante el uso de Mapeo de Reverberación como un medio de estudio entre evolución galáctica y actividad nuclear entre $0.1\leq z \leq 0.8$

Este trabajo se centra en un estudio sobre la evolución de galaxias y sus agujeros negros supermasivos, mediante el estudio de una muestra de quásares con redshifts entre $0.1\leq z \leq 0.8$ para lo cual se usarán los datos del proyecto BHM por sus siglas en inglés Black Hole Mapper perteneciente al SDSS-V. Se realizará un estudio de variabilidad temporal para los espectros pertenecientes a la muestra buscando aquellos que tengan la mayor cadencia temporal, es decir, aquellos que tengan el mayor número de observaciones en el SDSS-V, posteriormente se llevará a cabo un procesamiento de los espectros de cada quásar con la finalidad de descomponer el espectro y conseguir estudios de la variabilidad temporal. Una parte fundamental del proyecto de investigación es la aplicación del método conocido como mapeo de reverberación cuyo propósito es obtener las masas de los agujeros negros de la muestra basándose en la región conocida como Broad Line Region o BLR y del teorema del virial para obtener dichas masas; de esta manera podremos proponer historias de acreción y crecimiento de los agujeros negros supermasivos de las galaxias anfitrionas a lo largo de distintos redshifts logrando un match entre las historias de apagado-encendido de sus núcleos activos (AGNs).

Emisión electromagnética de altas energías de Destellos de Rayos Gamma

Los Destellos de Rayos Gamma (DGRs o GRBs por sus siglas en inglés) son las explosiones más energéticas del universo solo por detrás del Big-Bang. Estos destellos han sido clasificados en función al tiempo de duración de la emisión temprana en dos clases; la primera de ellas, los GRBs cortos son aquellos destellos cuya emisión temprana con una duración de hasta dos segundos, mientras que la segunda clase es la de los GRBs largos, cuya emisión temprana dura al menos 100 segundos. Mientras que los GRBs cortos tienen como progenitores al colapso de objetos compactos (sistema binario de estrellas de neutrones o estrella de neutrones y agujero negro) los GRBs largos son asociado al colapso de estrellas masivas. La fase tardía de los GRBs, conocida como “afterglow” se origina cuándo el material barrido por el jet es proporcional a $\Gamma_{0}^{-1}$, donde $\Gamma_{0}$ es el factor de Lorentz del jet, cuya emisión electromagnética ha sido descrita tradicionalmente como radiación de sincrotrón de los electrones. Sin embargo, casos como los destellos GRB180720B GRB190114C GRB201015A GRB221009A se han detectado fotones de altas energías (> 100 GeV) que no pueden describirse con radiación de sincrotrón. En este trabajo se explora la emisión SSC producida por una población de electrones no estacionaria en un jet estructurado como modelo de emisión para describir la emisión detectada de estos GRBs.

Comparación entre tres técnicas para estimar corrimientos al rojo fotométricos de galaxias SDSS (z < 1) basadas en aprendizaje automático

En esta plática utilizaremos datos de los filtros ugriz del Sloan Digital Sky Server para entrenar y comparar resultados de las siguientes técnicas de aprendizaje automático para estimar corrimientos al rojo fotométricos de galaxias con corrimientos al rojo menores a 1: combinación entre red neuronal y árboles de decisión potenciados (ANNz, Sadeh et al. 2016), red neural propia implementada en Keras, y el algoritmo Extra Trees Regressor, que es un metaestimador que ajusta una serie de árboles de decisión aleatorios en varias submuestras del conjunto de datos.

Polarización infrarroja en nebulosas pre-planetarias: el rectángulo rojo y las pistas de su evolución halladas en su envolvente

Las nebulosas planetarias son resultado de la evolución de estrellas de media y baja masa. Éstas nebulosas destacan por la gran variedad de morfologías que presentan. Para explicar dichas morfologías, se ha propuesto la influencia de compañeras binarias y campos magnéticos. Sin embargo, las pistas de su formación podrían estar en etapas previas de su evolución, por ejemplo, en las nebulosas pre-planetarias. Es bien sabido que las nebulosas pre-planetarias emiten mayormente luz esparcida, dicho esparcimiento produce altos grados de polarización lineal en el visible e infrarrojo cercano. Investigaciones recientes, han mostrado que la emisión polarizada revela estructuras al interior de la envolvente, y estas estructuras, proporcionan pistas acerca de la evolución en estos objetos. En este trabajo presentamos observaciones polarimétricas del “Rectángulo Rojo”, una pre-planetaria brillante en el infrarrojo cercano y muy conocida por su morfología (revelada en su nombre). Mostraremos los mapas de polarización resultantes, describiremos las nuevas estructuras que encontramos en su envolvente y los posibles escenarios que las formaron.

Clasificación de Galaxias en Cúmulos mediante la Secuencia de Hubble y Algoritmos de Aprendizaje Automático

La relación densidad-morfología (Dressler 1980) establece que las galaxias de tipo temprano (elípticas y S0) son predominantes en regiones de alta densidad de galaxias, mientras que las galaxias de tipo tardío (espirales) se encuentran en regiones de menor densidad. Asimismo, las galaxias espirales son transformadas en galaxias S0 al ingresar en los cúmulos, debido a múltiples procesos físicos que actúan simultáneamente y alteran la estructura de la galaxia. Una forma de estudiar este problema es a través de bases de datos de galaxias de cúmulos ya clasificadas, lo que permitirá probar los modelos de formación de galaxias en estos entornos. Dado que la clasificación manual de un gran número de galaxias es impráctica, en este trabajo se empleó la clasificación automática mediante redes neuronales convolucionales (CNNs). Pese a que ya existen estudios que clasifican eficientemente entre galaxias elípticas y espirales, se ha hecho poco para clasificar entre galaxias elípticas, S0 y espirales. Para este estudio se utilizó el catálogo de Nair et al. (2010), que contiene 14,034 galaxias clasificadas manualmente. A diferencia del catálogo de Galaxy Zoo, este catálogo ofrece una clasificación detallada de las galaxias en varios subtipos, lo que permite explorar más alternativas con las CNNs. Las imágenes para la clasificación se tomaron de la base de datos del Dark Energy Survey (DES). Mediante el radio de Petrosian, la posición angular y la elipticidad, se procesaron las imágenes para eliminar objetos que no pertenecieran a la galaxia de interés. Además, se rotaron las imágenes de las galaxias para aumentar la cantidad de datos. Para obtener una buena clasificación de los tipos de galaxias elípticas, S0 y espirales, se exploraron varios parámetros, como subtipos morfológicos y grados de inclinación. Se espera que este trabajo proporcione una metodología robusta para la clasificación de galaxias en cúmulos, facilitando el estudio de la formación de galaxias S0.

Machine leraning para el analsiis y clasisificacion de imagenes astronómicas

Se presenta un proyecto de investigación centrado en el análisis de imágenes astronómicas con el propósito de la contabilización y catalogación de estrellas mediante el empleo de técnicas avanzadas de procesamiento de imágenes. El análisis de imágenes se erige como una herramienta fundamental en diversas disciplinas científicas, incluyendo la caracterización y estudio de materiales, la medicina, el análisis de imágenes satelitales, así como en la astronomía y astrofísica, posibilitando la identificación de cuerpos celestes, su comportamiento y composición química, entre otros aspectos relevantes. La aplicación de métodos de procesamiento y análisis de imágenes habilita la exploración de la distribución, propiedades y dinámica evolutiva de los cuerpos celestes. El objetivo principal radica en incrementar la eficiencia de los procesos de caracterización y conteo de cuerpos celestes, con la consiguiente reducción del tiempo y recursos empleados, mientras se mejora la cantidad y precisión de los datos obtenidos. El proyecto se desarrollará en varias fases. En primer lugar, se llevará a cabo la recopilación de imágenes de alta resolución provenientes de telescopios espaciales y terrestres. Posteriormente, se procederá al procesamiento de dichas imágenes con el fin de reducir el ruido presente en las mismas. A continuación, se aplicarán algoritmos de detección de objetos para la identificación y conteo preciso de las estrellas presentes en las imágenes. Finalmente, los datos obtenidos serán analizados e integrados en una base de datos para su posterior consulta y análisis.

Análisis de observaciones Interferométricas de Estrellas Binarias: Procesamiento y Reducción de datos

Este proyecto se enfocará en analizar y procesar datos interferométricos para investigar los parámetros astrométricos de estrellas binarias. Utilizaremos la técnica de interferometría speckle para obtener información detallada sobre estos sistemas estelares binarios mediante la observación y análisis de los patrones de interferencia generados por la turbulencia atmosférica en imágenes capturadas desde telescopios terrestres. Los datos fueron obtenidos del Observatorio do Pico dos Dias del Laboratorio Nacional de Astrofísica en Brasil, utilizando el telescopio principal Perkin-Elmer de 1.60 m de diseño óptico tipo Ritchey-Chretien con una relación focal de f/10. El procesamiento de datos se llevó a cabo mediante un código en Python que calculó el espectro de magnitudes de cada cuadro aplicando una transformada rápida de Fourier.

Estudio preliminar de estrellas centrales de nebulosas planetarias con alto ADF

El estudio de la composición química en el universo es de gran importancia en varias áreas de la astrofísica. En el gas ionizado, la composición química se mide usando líneas en emisión de elementos químicos. Se ha encontrado que las abundancias medidas a partir de líneas permitidas son invariantemente mayores que las medidas a partir de líneas prohibidas. Este fenómeno es conocido como el factor de discrepancia en abundancias (ADF). Estudios recientes en algunas nebulosas planetarias con alto ADF, muestran evidencia de la presencia de dos compontes en el plasma. Una de estas componentes tiene las características esperadas para PN; la otra componente, más interna o cercana a la estrella, tiene un valor diferente de temperatura, densidad, velocidad y composición química. Partiendo de la hipótesis de que ambas componentes tienen un origen en la estrella (o estrellas centrales) de la nebulosa planetaria. El estudio de las características de la estrella central es relevante para entender y acotar modelos de evolución estelar y de nucleosíntesis. En este trabajo que se presentan estudios preliminares de PN con alto ADF y de sus estrellas centrales. Se caracteriza el espectro de cinco estrellas centrales de nebulosas planetarias con alto ADF. Se utilizan espectros de alta resolución espectral observados con el UVES del European Southern Observatory´s Vely Large Telescope. Adicionalmente se reportan esfuerzos preliminares por encontrar correlaciones entre el ADF en nebulosas planetarias y características de la(s) estrella(s) central(es) reportadas en la literatura.