A definitive test of the cold dark matter model: no ifs or buts

The “Lambda cold dark matter” (LCDM) cosmological model is one of the great achievements in Physics of the past thirty years. Theoretical predictions formulated in the 1980s turned out to agree remarkably well with measurements, performed decades later, of the galaxy distribution and the temperature structure of the cosmic microwave background radiation. Yet, these successes do not inform us directly about the nature of the dark matter. Indeed, there are competing (and controversial) claims that the dark matter may have already been discovered, either through the annihilation of cold, or the decay of warm, dark matter particles. In astrophysics the identity of the dark matter manifests itself clearly on subgalactic scales, including the dwarf satellite galaxies of the Milky Way and especially less massive dark matter halos, too small to have made a galaxy. I will discuss predictions from cosmological simulations assuming cold and warm (in the form of sterile neutrinos) dark matter and show how forthcoming astronomical observations can conclusively distinguish between the two.

Assembling inner Galactic globular clusters through orbital criteria

Globular Clusters (GCs) play a key role in the understanding of the early chemical and dynamical evolution of our Galaxy because they are the most ancient stellar systems. Around 40% of GCs are placed within ~ 4 kpc from the Galactic center. In that region, all Galactic components overlap, making their disentanglement a challenging task. With Gaia DR2, we have accurate absolute proper motions (PMs) for the sample of known GCs that have been associated with the bulge/bar region. Combining PMs, distances, and radial velocities, we performed an orbital analysis of this GC sample, employing a steady Galactic potential with bar. Applying a clustering algorithm on the dynamical properties such as the apogalactic distance and the maximum vertical excursion from the plane, we were able to identify the GCs that belong to the bulge/bar, thick disk, inner halo and outer halo component. Additionally, we found that a small fraction of the identified bulge GCs is supporting the galactic bar.

Estudio observacional de la población de radio fuentes compactas asociada a regiones de formación estelar

Gracias al desarrollo de la instrumentación más reciente en el campo de la radioastronomía, se sabe que algunas regiones de formación estelar contienen una población extremadamente rica de fuentes compactas detectadas en radio. La naturaleza de estas fuentes es enigmática pero con toda probabilidad se asocia a una población muy temprana de objetos estelares (o prestelares) jóvenes. En campañas pasadas obtuvimos observaciones de varias regiones en el cielo con el instrumento Very Large Array, y hallamos un gran número de radio fuentes tanto en la región de M17, así como en otras regiones ionizadas Ultra-Compactas, indicando que la presencia de estas fuentes es probablemente un fenómeno común en regiones de formación estelar. En el presente, nuestras investigaciones van dirigidas a entender la naturaleza de estos objetos mediante observaciones complementarias que habilitan análisis más profundos. Presentaré los resultados preliminares de este análisis, así como también un resumen de la muestra extraordinaria de radio fuentes compactas halladas hasta el momento, y sus implicaciones en el contexto de formación estelar en regiones de alta masa. Dado que la mayoría de estas fuentes son objetos muy jóvenes próximos a una estrella masiva, su estudio arroja luz a como estas afectan a las condiciones de formación de la mayoría de estrellas de tipo solar y su potencial producción de planetas.

Un estudio espectroscópico de estrellas T-Tauri en la asociación OB1 Orión usando LAMOST

Usando espectros obtenidos con LAMOST, se presenta un estudio para un grupo de 676 candidatas cinemáticas a ser estrellas T-Tauri (TTS) dentro de la asociación OB1b del complejo de formación estelar de la región de Orión. Haciendo uso del software de clasificación estelar SPTCLASS se obtuvieron los parámetros de tipo espectral, ancho equivalente de Li (Li I 6708 Å) y ancho equivalente de Ha (Ha I 6564 Å). Haciendo uso de dichos parámetros se realizó una interpolación entre el tipo espectral y la tabla estándar de Pecaut y Mamajek +2013 para así obtener la Teff y la BCJ. Realizando una correlación cruzada con la lista de datos del catálogo GAIA-DR2 y 2mass, fue posible la obtención de la luminosidad. Un diagrama HR se desarrolló con los datos de Teff y L y se realizó una estimación de la edad y masas para las estrellas T-Tauri del grupo. De las 676 candidatas se confirmaron 441 TTS debido principalmente a la presencia de litio en absorción. La edad estimada para este grupo de TTS es de 8.0 ± 5.9 millones de años a partir del modelo de Parsec y Colibrí (Marigo +2017) y 6.3 ± 4.5 millones de años de acuerdo al modelo de Siess y Forestini (Siess +2000). Basado en el análisis de la línea Ha, se obtuvieron 19 estrellas acretoras (CTTS), 315 estrellas no acretoras (WTTS) y 31 en un estado incierto (CW). Este análisis será completado con la incorporación de candidatas espectroscópicas detectadas por la presencia de la línea de Litio en absorción, para aquellas estrellas con caracterización cinemática incierta determinada por medio de datos GAIA-DR2. Finalmente, usando la herramienta MassAge se re estimarán las masa y edades de las muestras incluyendo la tabla de colores estándares GAIA de Luhman+2020 y trayectorias evolutivas adicionales (e.g., MIST, Baraffe+2016, Feiden+2016, PISA).

Cusp to core and everything in between

It has been more that two decades since the so called core-cusp problem of dark matter (DM) halos was first brought out. From observations of low mass and low brightness galaxies one can conclude that cored DM halos are more in agreement with these galaxies than cusp DM halos. A natural way to solve the cusp-core problem is to consider the stellar feedback: star formation and supernovae explosions. In numerical simulations, when feedback is included initial cuspy DM halos can evolve to become flatten cored DM halos. We will call this process the "corification" of the DM halo. In principle one may think that the cusp-core problem was solved when considering the baryons. But one has to take innto account that the corification is a process which could take 14~Gyr to be completed i.e. it could take a dwarf galaxy 14~Gyr to form a complete core. It has been found that in order to guarantee the survival of stellar substrucure (such as globular clusters) within dwarf spheroidal galaxies a DM core mass density is needed. I perform N-body simulations of the corification of a DM halo of a dSph galaxy depending on its cumulative star formation history. Then, we can study the survival of stellar substructures within a DM halo that is in the process of corification.

Constraints on the velocity dispersion of Dark Matter from Cosmology and new bounds on scattering from the Cosmic Dawn

The observational value of the velocity dispersion, ∆υ, is missing in the Dark Matter (DM) puzzle. Non-zero or non-thermal DM velocities can drastically influence Large Scale Structure and the 21-cm temperature at the epoch of the Cosmic Dawn, as well as the estimation of DM physical parameters, such as the mass and the interaction couplings. To study the phenomenology of DM velocity dispersion, we model the evolution of DM in terms of a simplistic and generic Boltzmann-like momentum distribution. Using cosmological data from the Cosmic Microwave Background, Baryonic Acoustic Oscillations, and Red Luminous Galaxies, we constrain the DM velocity dispersion for a broad range of masses 10^−3 eV < m < 10^9 eV, finding an upper limit of 0.33 km/s (99% CL). Including the EDGES T21-measurements, we extend our study to constrain the baryon-DM interaction in the range of DM velocities allowed by our analysis. As a consequence, we present new bounds on two electromagnetic models of DM, namely minicharged particles (MCPs) and electric dipole moment (EDM). For MCPs, the parameter region that is consistent with EDGES and independent bounds on cosmological and stellar physics is very small, pointing to the sub-eV mass regime of DM. A window in the MeV–GeV may still be compatible with these bounds for MCP models without a hidden photon. But the EDM parameter region consistent with EDGES is excluded by Big-Bang Nucleosynthesis and Collider Physics

Análisis estructural de M82 con polarización y gas molecular

La galaxia M82 pertenece al grupo de galaxias M81 y NGC3077 con quienes se sabe ha interactuado en el pasado reciente. Esta interacción a detonado intensa formación estelar en M82, siendo esta el prototipo de "núcleo activo de Galaxia" (AGN) mas cercano. Con la finalidad de mejorar nuestro conocimiento de la estructura global de la galaxia M82, analizamos observaciones de polarimetría en el cercano infrarrojo (NIR), en particular en la banda H (1.65 micrómetros) obtenidas con POLICAN en el Observatorio Astrofísico Guillermo Haro en Cananea Sonora. La estructura global conocida de M82 es de su disco inclinado 77 grados con respecto al plano del cielo, que alberga un débil patrón espiral perturbado por la interacción con M81 y de cuya región central emergen perpendicularmente un par de flujos bipolares ionizados (Mayya, Carrasco, & Luna 2005). Las imágenes de polarimetría nos permiten diferenciar entre la región central, el disco y los flujos bipolares, a una resolución espacial gruesa de aproximadamente 9arcsec; esto se observa a través del comportamiento característico del ángulo del vector de polarización. Datos espectroscópicos de emisión de CO (Walter et al. 2002) e imágenes públicas en otras bandas del espectro, nos permitieron hacer un análisis estructural por "canal de velocidad" de la región central del disco. El análisis por canal muestra correlación espacial que hemos asociado a los brazos espirales, siendo los procesos de reflexión y dispersión los principal mecanismos para la polarización lineal observada en M82 en bandas del NIR.

Star Formation in Super Star Clusters from the local Universe to high redshift

Over the last decade we have performed a series of spectroscopic and photometric studies of the kinematics and energetics of massive star formation, form the local example of 30 Dor to high redshift (z ~ 3). In this talk I will review our main findings on the star formation in the context of Super Star Clusters and its influence on the interstellar medium. I will argue that Super Star Clusters are an excellent laboratory to study the evolution of the Universe.

Observaciones de HST y MUSE de una de las galaxias cercanas con menor contenido en metales

Entre las galaxias enanas tipo starburst más pobres en metales y más cercanas que conocemos, SBS 0335-052E es la que cuenta con la emisión nebular integrada en la línea de He II 4686 más luminosa. Esto la convierte en un objetivo único para probar modelos de síntesis de poblaciones y herramientas de interpretación espectral del tipo que se utilizarán para interpretar observaciones UV en reposo de galaxias primordiales que se obtendrán con futuros grandes telescopios. Los intentos anteriores para reproducir la luminosidad en la línea de He II 4686 de la galaxia encontraron que las fuentes de rayos X, los choques radiativos y las estrellas tipo Wolf-Rayet no son las fuentes principales de fotones que ionizan al He II; y que sólo se puede reproducir con estrellas individuales que rotan y que son libres de metales, o con estrellas binarias con una distribución en masa caracterizada por un exceso de estrellas masivas y con metalicidades sumamente bajas y poco realistas. Encontramos evidencia de la presencia de estrellas muy masivas en la galaxia. Con el fin de poner a prueba modelos de formación estelar constante con estrellas individuales que no rotan y que incluyen a estrellas muy masivas, utilizamos diferentes conjuntos de observables UV (HST COS) y ópticos (VLT MUSE) que integran la luz de cuatro super cúmulos de estrellas en SBS 0335-052E. Las observaciones presentan líneas UV de emisión nebular de He II, C III], C IV, y O III] con anchos equivalentes entre 1.7 y 5 Ang., y C IV con un perfil tipo P-Cygni. El ajuste simultáneo de los flujos de todas las líneas UV de alta ionización requiere de una metalicidad sumamente baja y no realista. El ajuste del perfil P-Cygni + las componentes nebulares de C IV 1548, 1551 no constriñe la metalicidad estelar y el tiempo desde el comienzo de la formación de estrellas. Encontramos que modelos de choque de extremadamente baja metalicidad, tampoco explican concientes de líneas observadas. Obtenemos 12 + log (O / H) = 7.45+/-0.04 y log (C / O) = - 0.45(+ 0.03/- 0.04) para la región observada. Pruebas de modelos como los que se presentan se beneficiarían altamente de observaciones de mayor resolución espacial, las cuales se obtendrán en el futuro.

Formación y evolución de galaxias con la nueva generación de censos milimétricos de TolTEC en GTM

TolTEC es la cámara de imagen simultánea a 1.1/1.4/2.1mm de nueva generación que se está construyendo para el Gran Telescopio Milimétrico por un consorcio de siete instituciones encabezadas por la Universidad de Massachusetts, en la que participa el INAOE. Como parte del compromiso del equipo de TolTEC se han aprobado 4 censos públicos, de legado, galácticos y extragalácticos, que previsiblemente se ejecutarán en 2020-2021. En esta reunión se describirán brevemente las características de los censos extragalácticos, y las propiedades de galaxias brillantes en censos similares conducidos con GTM y telescopios similares.

In search of extragalactic Wolf-Rayet stars: The case of the Antennae

Wolf-Rayet (WR) stars are considered descendants of O-type stars. They are often used as indicators of young stellar populations and to study the chemical enrichment of their environments due to their characteristic strong stellar winds enhanced with processed elements. They are also considered as the most suitable candidates for core collapse supernovae (SN) and long-duration soft-gamma ray burst. Here we present the analysis of archive VLT MUSE observations to search for extragalactic WR stars. We report the number, classification and distribution of the WR population in star-forming complexes of the prototypical starburst/merging galaxies, the Antennae. We compare our results with stellar population synthesis models. With this work we are increasing the sample of extragalactic WR stars, SNIbc candidates and and other interesting post-SN by-products.

Notas de Introducción al Medio Interestelar

Presentamos un libro de libre acceso como apoyo a la clase de medio interestelar. Este libro es un compendio de los temas expuestos en los cursos que hemos dado durante las últimas décadas en el Posgrado de Astrofísica de la UNAM. En este se presenta una introducción a temas como: procesos físicos en regiones ionizadas, dinámica del medio interestelar, jet astrofísicos, etc., que nos permiten entender la estructura del ISM. Este libro espera ser una guía para los estudiantes y futuros profesores de este curso.

Laboratorio Nacional de Clima Espacial: Investigación aplicada en temas de soberanía y seguridad nacional

El Laboratorio Nacional de Clima Espacial (LANCE) desarrolla y opera redes de instrumentos para medir los efectos de los eventos de la actividad solar sobre el entorno cercano de la Tierra y sus repercusiones sobre el territorio nacional. Una tormenta solar es un evento explosivo en la superficie del Sol que se puede manifestar como: un intenso estallido de luz (fulguración solar), aceleración de partículas a velocidades relativistas (evento de partículas energéticas solares), y la expulsion de una nube de materia y campo magnético de la atmósfera de la estrella (eyección de masa coronal). Estos tres eventos producen diferentes afectaciones sobre el entorno espacial de la Tierra y pueden degradar y dañar la operación de sistemas tecnológicos indispensables (satélites, telecomunicaciones, sistemas de posicionamiento global, navegación aérea, y redes de generación y distribución de energía eléctrica, entre otros). El LANCE, a través de su servicio de clima espacial (SCIESMEX) proporciona un sistema de alerta temprana de eventos de actividad solar al Sistema Nacional de Protección Civil (SINAPROC). Desarrolla con la Comisión Federal de Electricidad (CFE) un estudio para valorar la vulnerabilidad de la red eléctrica nacional ante eventos de clima espacial. Desarrolla también una red de instrumentos para monitorear el estado de la ionosfera y afectaciones a las telecomunicaciones sobre el territorio nacional. Las observaciones de las redes del LANCE son datos estratégicos en términos de soberanía y seguridad nacional.

La contribución de las estrellas TP-AGB a la luz de las galaxias de disco cercanas

El estudio de la contribución a la luminosidad de las estrellas TP-AGB a las poblaciones estelares en galaxias es crucial para determinar sus parámetros físicos (por ejemplo, la masa y edad estelar). Utilizamos una muestra de 84 galaxias de disco cercanas para explorar diversos modelos de síntesis de poblaciones estelares con diferentes contribuciones de luminosidad de estrellas TP-AGB. Ajustamos los modelos a fotometría óptica y del cercano infrarrojo (NIR), pixel a pixel. Las estadísticas de los ajustes muestran una preferencia por una baja contribución de luminosidad de las estrellas TP-AGB. Sin embargo, para el 30-40% de los píxeles se favorece una contribución de luminosidad alta. Según nuestros resultados, la contribución media de la luminosidad de estrellas TP-AGB en galaxias de disco pueden variar según el tipo de Hubble. Esto puede ser una consecuencia de la variación de la tasa de pérdida de masa con la metalicidad estelar. De esta forma las estrellas pobres en metales comienzan a perder masa antes que las estrellas ricas en metales. Esto podría deberse a un viento estelar previo al viento impulsado por el polvo.

High Resolution Spectral Line Indices Useful for the Analysis of Stellar Populations

The well known age-metallicity-attenuation degeneracy does not permit unique and good estimates of basic parameters of stars and stellar populations. The effects of dust can be avoided using spectral line indices, but current methods have not been able to break the age-metallicity degeneracy. Here we show that using at least two new spectral line indices defined and measured on high resolution (R= 6,000) spectra of SNR > 10 one gets unambiguous estimates of the age and metallicity of intermediate to old stellar populations. Spectroscopic data retrieved with new astronomical facilities, e.g., X-shooter, MEGARA, and MOSAIC, can be employed to infer the physical parameters of the emitting source by means of spectral line index and index-index diagram analysis.

Eyecciones explosivas generada por interacciones dinámicas

Presentamos un modelo de explosión producido por la interacción dinámica de partículas de baja masa impulsada por una partícula masiva. Nosotros hemos estudiado el caso de un cúmulo esférico de partículas que siguen distribuciones de densidad que cae como $R^{-\alpha}$ y que se encuentran inicialmente en reposo, las cuales son impactadas por una partícula masiva que se mueve hacia ellas. La velocidad final de cada uno de los miembros del cúmulo es función de su parámetro de impacto, que puede ser estimada analíticamente y que la distribución de velocidades y direcciones resultantes después de la interacción tiene las propiedades de una explosión. Para verificar nuestras aproximaciones hemos usado un código de N-cuerpos y hemos aplicado nuestro modelo a los datos observados de los "bullets" eyectados en el frente de los de los dedos de Orion BN/KL.

Measuring the role of stellar feedback in the regulation of galaxy growth

Nowadays, one of the biggest challenges that cosmologically motivated numerical models of galaxy formation face, is to explain the smaller stellar masses observed in galaxies, compared to those expected from simulations. This difference has been attenuated by invoking internal mechanisms capable of regulating the star formation activity. Star formation self-regulates by expelling gas, and the amount of gas that flows out is thought to be proportional to the mass of stars formed. We present a method based on stellar population synthesis to measure the star formation self-regulation, through the so called mass-loading'' factor. We have applied the method to specific regions of 102 nearby galaxy discs using optical spectra and we find that the local mass-loading factor depends on the local stellar mass surface density, while the integrated mass-loading factor depends on the total stellar mass of the galaxy. This result is in excellent agreement with hydro-dynamical cosmological zoom-in galaxy simulations.

Study of AGN winds in Seyfert 1 galaxies at low redshift

The optical spectra of 3,896 Seyfert~1 (Sy1) galaxies detected with WISE at low redshifts ($z < 0.4$) were systematically analyzed for evidence of ionized outflows. In 37\% of the Sy1s in our sample, the outflows appear as broad, blue-shifted, spectrally resolved components of the [OIII]$\lambda 5007$ \AA\ emission line, with a mean maximum velocity V$_{max} \sim 1014$ km s$^{-1}$ that is consistent with AGN winds. However, by stacking the spectra of the 63\% remaining Sy1s in our sample, an unresolved broad component with a {S/N $\sim 60$} also appears, which suggests that these winds are ubiquitous. For each Sy1 in our sample we deduced from their optical spectrum their black hole (BH) mass, bolometric luminosity, Eddington ratio and the power-law index traced by its continuum, which we compared with the star formation rate (SFR) deduced from their WISE colors and host morphology deduced from their SDSS photometry. Having separated our sample in two spectroscopic subgroups, Sy1s with only broad Balmer emission lines (Sy1B) and Sy1s with both narrow and broad Balmer emission lines (Sy1N), and distinguishing in each group those that show a spectrally resolved outflow (Sy1Bw and Sy1Nw) we report the following intrinsic differences: 1) the BH mass is systematically higher and the power law steeper (more negative) in the groups Sy1B-Sy1Bw than in the groups Sy1N-Sy1Nw, independently from the presence of the wind, 2) ~V$_{max}$ is higher in the Sy1Bw than in the Sy1Nw, and in both group it is positively correlated with the BH mass and the AGN luminosity, 3) in the Sy1s with spectrally resolved outflows, the Eddington ratio and SFR are higher than in the Sy1s without resolved outflows, and 4) although SFR increases in later-type spirals, in all the Sy1s the specific star formation rate (sSFR) is as expected for their morphology and mass, that is, typical of early-type spiral galaxies in the green valley, with a sSFR far from the quenched regime. From these results we conclude that AGN winds in Sy1s are possibly radiatively launched and triggered by high accretion rates, but although they are ubiquitous there is no clear evidence they have or had a direct effect on the star formation of their hosts.

Emisi\'on de rayos gamma de muy alta energ\'{\i}a en M87

M87, la galaxia central del c\'umulo de Virgo, contiene un poderoso n\'ucleo activo generado por un hoyo negro supermasivo de $6.5\times 10^9\,{\rm M}_\odot$ y produciendo el jet relativista observado originalmente por Curtis en 1918. Tambi\'en conocida como Virgo~A, esta radiogalaxia presenta emisi\'on en todas las bandas del espectro electromagn\'etico. Reportamos aqu\'{\i} resultados de cuatro y medio a\~nos de datos obtenidos con el observatorio de rayos gamma HAWC, ubicado en el Parque Nacional Pico de Orizaba, mostrando evidencia de emisi\'on de fotones con energ\'{\i}a por encima de 0.5~TeV. Al complementar nuestros datos con los obtenidos en otras bandas ponemos a prueba modelos de emisi\'on basados en interacciones lept\'onicas y hadr\'onicas, para determinar el escenario m\'as probable para el origen de la emisi\'on de muy alta energ\'{\i}a.

Estrellas de neutrones en sistemas binarios

Haré una reseña de las estrellas de neutrones en sistemas binarios y platicaré sobre observaciones recientes de algunos sistemas obtenidas con el telescopio de 2.1m del OAN-SPM y el GTC. Las observaciones nos permitieron revelar para cada sistema, la naturaleza de la estrella compañera y estimar sus parámetros fundamentales. Presentaré los resultados, junto con las implicaciones para estudios futuros de las estrellas de neutrones, y otros sistemas binarios con una estrella de neutrones.

GRB corto atravesando el material expulsado por la fusión de dos NSs ... en vivo, a color, y en 3D

En esta charla, mostraré cómo un destello de rayos gamma (GRB) corto (similar al GRB170817A) evoluciona y traviesa el material que fue expulsado durante la fusión de dos estrellas de neutrones. Lo anterior se muestra mediante una simulación hidrodinámica relativista y tridimensional extremadamente exigente. Se discutirán los resultados obtenidos de la evolución de un chorro relativista y colimado a través del medio producido tras la fusión de dos NS (Ciolfi et la. 2017).

Compilation of early optical photometry of GRBs

The study of early optical emission of gamma-ray bursts give an opportunity to understand the first stages of these events and the inner parts of central engines of GRBs. We compiled observations of early optical GRBs detected from the literature with TAROT and COATLI telescopes and presented 2 light curves more (GRB 180706A and GRB 180812A). We found an empirical early optical light curve which is very similar to the X-rays one. Moreover, we obtained a distribution of the magnitude at $t+1000$. We discuss these results for the physical implications to the science of GRBs and specifically for dark GRBs. We illustrated the outlook for the future arrival of the SVOM mission and the GFT instruments.

Accretion feedback from newly formed BHs and its implication for LIGO sources

: Most common formation channels of stellar mass black hole (BH) binaries like the ones observed by LIGO, often assume they are assembled from the direct collapse of massive pre-supernova stars. However, it is unclear whether the final mass and spin of the newly formed BH arises from the collapse of the entire stellar progenitor or just a fraction of it, given that coupling of accretion feedback released during BH formation to the surrounding infalling star will inevitably lead to its ejection. If the BH is built up via disk accretion, outflows from the center will result in residual gas ejection, thus halting the stellar collapse and reducing the amount of mass and spin that can be accreted by the newly formed BH. By means of semi-analytical calculations and numerical results from GR hydrodynamical simulations, I’ll discuss the conditions under which infalling material can accrete without forming a centrifugally supported structure and, as a result, generate no effective feedback. When accretion feedback is included, semi-analytical calculations show the BH can drive powerful outflows that heat the surrounding envelope, effectively shutting down the collapse. This gives rise to various outcomes ranging from very massive BHs with low spins, as inferred for GW150914, to lighter and faster-spinning BHs, as deduced for GW151226.

Infrared Astronomy at High Angular Resolution

With the advent of facilities like Adaptive Optics, new infrared detectors and fiber optics technology, the development of infrared high-angular resolution astronomy has been boosted over the last twenty years, allowing us to study several physical properties of diverse objects that go from the discovery of exo-planets, to the study of the stellar physics and active galactic nuclei. In this talk, we highlight some of the most recent discoveries and areas of opportunity of the current infrared coronagraphs and interferometers. This will be discussed in the context of the upcoming instrumentation like, GRAVITY 2.0 at the Very Large Telescope Interferometer, the James Webb Space Telescope or the European Large Telescope. New opportunities of collaboration for the Mexican community will be also addressed.

Estudio de los efectos del momento angular en la evolución de un jet relativista atravesando un progenitor masivo a partir de simulaciones 3D-RHD

Los efectos del momento angular en los modelos de progenitores pre-supernova son un factor importante que debe ser considerado durante la evolución de un jet relativista a través de la envolvente masiva en el contexto de los LGRB. Estudios previos han analizado dichos efectos usando simulaciones RHD pero no han considerado distintas distribuciones de momento angular. En esta charla, mostraré cómo el momento angular modifica la morfología del modelo 16TI de Woosley y Heger (2006) y presentaré los resultados de la evolución de un jet que es inyectado en el progenitor rotante usando simulaciones numéricas 3D-RHD.

Infrared dark clouds and high-mass star formation activity in galactic molecular clouds

Ever since their discovery, Infrared dark clouds (IRDCs) are generally considered to be the sites just at the onset of high-mass (HM) star formation. In recent years, it has been realized that not all IRDCs harbour HM Young Stellar Objects (YSOs). Only those IRDCs satisfying a certain mass-size criterion, or equivalently above a certain threshold density, are found to contain HMYSOs. In all cases, IRDCs provide ideal conditions for the formation of stellar clusters. In this work, we study the massive stellar content of IRDCs to re-address the relation between IRDCs and HM star formation. For this purpose, we have identified all IRDCs associated to a sample of 12 Galactic molecular clouds (MCs). The sample of IRDCs have mean surface densities of 319 $M_{\odot}\, pc^{-2}$, mean mass of 1062 $M_{\odot}$, and a mass function power-law slope −1.8, which are similar to the corresponding properties for the full sample of IRDCs and resulting physical properties in previous studies. We find that all those IRDCs containing at least one intermediate to high-mass young star satisfy the often-used mass-size criterion for forming HM stars. However, not all IRDCs satisfying the mass-size criterion contain HM stars. We find that the often used mass-size criterion corresponds to 35% probability of an IRDC forming a massive star. Twenty five (20%) of the IRDCs are potential sites of stellar clusters of mass more than 100 $M_{\odot}$.

Boosted-frame simulations of gamma-ray bursts

Numerical studies of gamma-ray bursts are challenging, mainly due to the very large scales and Lorentz factors involved. Indeed, with Lorentz factors of about 500-1000, a small error in the determination of the velocity leads to very large errors in the Lorentz factor. In this work, we show that ultra-relativistic jets can be solved much more efficiently by employing boosted frames. We present our implementation of a boosted frame into the special relativistic, hydrodynamic code Mezcal. The boosted frame moves in the direction of propagation of the jet, such that a jet with a Lorentz factor of 1000 in the lab frame, moves with a Lorentz factor of 22 in the boosted frame (which largely reduce numerical problems). By using the boosted frame code, we present the first multi-dimensional study of the early dynamical evolution of the jet. We analyse in particular the formation of the reverse shock and the lateral expansion of the jet, and we discuss the observational implications.

Naturaleza y parámetros físicos de la estrella Delta Scuti AD CMi

A partir de datos obtenidos en observaciones desde los Observatorios Astronómicos Nacionales de Tonantzintla y San Pedro Martir se determinaron nuevos tiempos de máximo, en fotometrı́a, de la estrella Delta Scuti AD CMi. En conjunto con una recopilación de tiempos de máximo de la literatura, ası́ como datos con fotométria uvby −β hemos determinado la naturaleza de esta estrella y sus parámetros fı́sicos.

Fotometría y Espectroscopía del Sistema Binario SDSSJ 122405.58+184102.7 - Evidencia de una sistema tipo SW Sextantis

Presentamos evidencia observacional que nos permite clasificar al sistema binario no eclipsante SDSSJ 122405.58+184102.7 como un nuevo miembro de la clase SW Sextantis. A partir del análisis de la curva de luz en el óptico, identificamos la presencia de dos señales periódicas que se desarrollan en diferentes escalas de tiempo. La primera la identificamos como el período orbital de 0.167811(1) días (= 4.027464 (3) h) y la segunda sugerimos que es el período de giro de la enana blanca de 28.6 minutos. Este segundo período es probablemente la primera evidencia de la presencia de una enana blanca magnética en el sistema. La segunda evidencia es la presencia de la línea de emisión HeII λ4886 en su espectro. En este trabajo interpretamos las periodicidades detectadas dentro del contexto de un modelo de acreción magnético para estrellas Polares Intermedias.

Viajando a las estrellas

En este trabajo se discuten la posibilidad de viajar más rápido que la luz a partir de tres modelos de warp drive, el primero es el de Alcubierre que consiste en una nave rodeada de un material exótico capaz de manipular el espacio expandiéndolo detrás de sí y contrayéndolo delante. Posteriormente, discutimos el modelo de Cero Expansión que señala que la expansión y la contracción del espacio no son indispensables y no requiere de la energía negativa propuesta por Alcubierre. Después, el modelo de Misner resuelve el problema de las CTC del modelo inicial, es decir, respeta el principio de causalidad de la física. Al final se hace un análisis de estos modelos para determinar el más viable.

The most complete Long-Gamma Ray Burst Host Galaxies catalog so far

In this work we present preliminary results of a statistical analysis of the physical properties of the most complete Long-GRB Host Galaxies catalog up to now. The catalog is composed by 262 objects, 237 host galaxies detected up to 2015 from the public GHostS catalog (http://www.grbhosts.org/) and 25 new sources collected from the literature up to 2020. We studied their physical parameters such as: metallicity, redshift, total stellar mass, luminosity and their large scale distribution. We found low metallicity environments $(12 + log(O/H) \sim 8.52)$ and low host masses with high rate of star formation $(\sim 9\times 10^{9}\, M_{\bigodot},\, 14.5\,M_{\bigodot} yr^{-1} )$. Additionally we carried out a selection processes to detected active galaxies using the BPT diagrams and we compared our results with a sample of 50,000 normal galaxies obtained from the Sloan Digital Sky Survey (SDSS) database. Finally, we discuss the results of an spectroscopic analysis of a subsample of 10 host galaxies observed by the Gran Telescopio Canarias (GTC).

X-ray sources variability in the 1.75 Ms Ultra Narrow Deep Field observed by XMM-Newton

In this work we present preliminary results of the analysis of multi-epoch variability of 301 X-ray sources detected in one of the deepest field observed by XMM-Newton. The survey consists of 13 observations taken during 2 years within a field of view of 0.241 $deg^{2}$ and with a total exposure time of $1.75\, Ms$. We studied light curves of the sources, their statistically variability through the Normal Excess Variance parameter $(σ_{rms}^{2})$ and their variability index using the $V$ parameter. For a subsample of 195 AGNs candidates with optical counterparts, photometric redshift measurements $(z_{photo}= 0 - 0.8)$ and X-ray Luminosities in the range $10^{41}-10^{44}\, erg\,s^{-1)}$, we investigated the $σ_{rms}^{2}$ and $V$ parameters as a function of redshift, luminosity and Black hole mass. We will present preliminary results on the variability of 19 transient candidates, 12 of which are consistent with AGN in outburst or Tidal disruption events.

Diseño de un experimento para medir la densidad atmosférica en un nanosatélite “Payload”

En el ámbito aeroespacial, “Payload” o “the Payload” significa la carga útil o uno de los componentes más importantes en la aeronave, en el ámbito espacial, esta palabra se usa para definir el sistema de componentes dentro de esta las cuales son de uso científico y con las cuales se pueden hacer recolecciones de datos, desde posiciones de elementos terrestres hasta desviaciones. Una astronave utiliza un sensor de referencia gravitacional (GRS) para mantener la masa flotante libre de perturbaciones externas, en este trabajo se propone el uso de una esfera iluminada con leds y el uso de sensores ópticos de sombra como GRS. Lo que nos permitirá medir, en el orden de micrómetros, el desplazamiento de masa de prueba en relación con el CubeSat que se utilizará como entrada para el sistema de control de propulsión. Debido a que la masa de prueba está libre de perturbaciones externas esta sigue una órbita geodésica pura. La fuerza necesaria que deben aplicar los propulsores para seguir la órbita geodésica es la fuerza de arrastre que experimenta el nanosatélite, mediante la cual es posible estimar los cambios en la densidad atmosférica. El sistema está diseñado para mostrar la posición relativa y teniendo en cuenta un bajo consumo de energía para no perturbar el sistema.

Estudio astrométrico de objetos estelares jóvenes binarios utilizando vlbi

Conocer las propiedades básicas de estrellas j\'ovenes como la distancia, masa, luminosidad, temperatura efectiva, etc., nos ayuda a comprender una de las áreas más importantes en astronomía que es la formación estelar. La astrometr\'ia de alta precisi\'on nos permite determinar de la manera m\'as directa dos de estos parámetros; la distancia y, en el caso de sistemas binarios, la masa. De hecho, trabajos astrom\'etricos dedicados a unos cuantos sistemas binarios muestran que los modelos existentes de evoluci\'on estelar parecen subestimar las masas estelares (Azulay et al. 2015; Mathieu et al. 2007). Sin embargo, es necesario tener una muestra estadística mayor para confirmar o refutar estos resultados. De confirmarse los modelos de evoluci\'on estelar deberán ser refinados. \vspace{0.2cm} La dificultad de estudiar sistemas binarios con astrometr\'ia es que su separación angular es muy peque\~na. En regiones de formación estelar cercanas (d<500 pc), los sistemas binarios j\'ovenes con periodos orbitales del orden de un a\~no a un par de décadas tienen separaciones angulares del orden de 0.01 arcosegundos o menores. Misiones astrométricas especializadas, como el telescopio Gaia, no podrán resolver estos sistemas. Además, las estrellas se forman en densas nubes que oscurecen su emisión en el óptico, pero que son transparentes en las longitudes de onda de radio, haciendo esenciales los estudios en longitudes de onda más largas con alta resolución angular y alta precisión astrométrica. La interferometría de muy larga base del \textbf{\textit{Very Long Baseline Array} (VLBA)} proporciona resoluciones angulares de alrededor de 0.001 arcosegundos y altas precisiones astrométricas entre 10 y 50 micro arcosegundos (Reid et al. 2014), ideales para estudiar este tipo de sistemas estelares en los que se enfoca este trabajo. El VLBA sólo detecta fuentes con temperaturas de brillo muy altas ($T_{B}$ >10$^{6}$ K), por lo tanto los objetivos comunes son los Objetos estelares jóvenes (YSOs por sus siglas en inglés) magnéticamente activos que producen una fuerte emisión de girosincrotón en sus coronas, detectables con estos instrumentos (Güdel 2002). Dado que una fracción significativa de las estrellas confirmadas con actividad magnética son binarias jóvenes estrechas con separaciones de unas pocas décimas de mili arcosegundos, con la muy alta resolución angular del VLBA y más específicamente con la técnica de interferometría de líneas de base muy largas (VLBI por sus siglas en inglés), se pueden determinar los parámetros orbitales, como el período, que permite estimar las masas de las componentes individuales de estos sistemas. La masa y la distancia son parámetros clave utilizados para modelar correctamente la evolución de los YSOs.

El Universo como un todo

En este trabajo describimos el principio cosmológico; hipótesis que afirma que, a escalas galácticas, el Universo es isótropo y homogéneo. Después se presentan las evidencias actuales que lo respaldan.

Jet uniformemente acelerado en un medio ambiente homogéneo

Los objetos estelares jóvenes suelen presentar eyecciones bipolares de material colimado capaz de alcanzar velocidades hipersónicas. Aunque aún no se conoce del todo el mecanismo mediante el cual se producen estas eyecciones, se tiene certeza respecto a lo siguiente: la variabilidad en la velocidad de eyección de un jet produce $\textit{nudos}$ con emisión en el óptico, conocidos como objetos HH. Estudios observaciones de objetos como $\mathrm{HH111}$ y $\mathrm{HH34}$, han mostrado que el flujo que los produce adquiere mayores velocidades a medida que se encuentra más alejado de la fuente. Es decir, se han observado "aceleraciones" en la velocidad del fluido a lo largo del jet. Estas aceleraciones sólo pueden explicarse si se considera que la variabilidad en la velocidad de eyección es dependiente del tiempo. En este trabajo presentamos resultados analíticos y numéricos para el modelo de un jet con aceleración uniforme. Los modelos analíticos los construimos a partir de dos formalismos: centro de masa y balance de $\textit{ram pressure}$. Las resultados numéricos los obtuvimos a partir de simulaciones hidrodinámicas axi-simétricas en una malla fija con una resolución espacial máxima de ~30 UA.

Identificación y Clasificación de fuentes radio compactas en la región M17 mediante observaciones profundas del VLA

Mediante la actualización de los receptores en diversos interferómetros, como por ejemplo el Very Large Array (VLA) ubicado en Estados Unidos, se ha incrementado el número de fuentes radio compactas encontradas en regiones de formación estelar, especialmente gracias a la ampliación del ancho de banda observado que amplió la sensibilidad instrumental (Perley et al. 2011). Así, el mapeado profundo del plano galáctico está siendo actualmente muy estudiado. El plano galáctico es de gran interés debido a que allí se concentra la mayoría de la formación estelar de nuestra galaxia, resultando en diversos estudios sobre regiones, p. e. M17 por Rodríguez et al. (2012), Orión por Forbrich et al. (2016), NGC 6334 por Medina, et al. (2018). Estos estudios son de gran importancia debido a que muestran la gran variedad de procesos físicos que involucran los dos principales mecanismos de emisión: térmico y no térmico. El primero es dominado por la emisión libre-libre que puede ser producida debido a: estrellas OB que ionizan el gas denso a su alrededor (Kurtz 2005), fotones UV de estrellas OB ionizando grumos restantes de gas neutro (Garay et al. 1987), glóbulos ionizados del disco protoplanetario de una estrella joven llamados “propylds” (O’dell et al. 1993; Zapata et al.2004), chorros que emanan de la acreción protoestelar (Anglada 1996) y/o vientos ionizados producidos por estrellas masivas (Bieging et al. 1989). Por otro lado, la emisión no térmica puede ser producida por: radiación girosincrotrón debida a estrellas jóvenes de baja masa con actividad magnética (André et al. 1988) o por la colisión de vientos entre estrellas binarias masivas generando radiación sincrotrón (Pittard y Dougherty 2006). En resumen, conocer las fuentes compactas nos permite conocer el tipo de mecanismo de emisión involucrado, conocer qué fuentes pertenecen a la región y cuál es su rol dentro de ella. En el actual trabajo se estudian las fuentes compactas de M17, una nube gigante molecular que contiene varias estrellas masivas OB que ionizan el gas a su alrededor, se encuentra a 1.8Kpc de nosotros (Kharchenko et al. 2005) y es una de las más luminosas de nuestra galaxia (Povich et al. 2007). Rodríguez et al. (2012) hicieron un estudio de las fuentes compactas en M17, mediante observaciones de la versión “clásica” del VLA, y publicaron un catálogo de 38 fuentes, entre ellas fuentes térmicas y no térmicas. Así, en el actual estudio se hace una determinación de las fuentes usando observaciones de la última actualización del VLA, aumentando significativamente el ratio de detección de Rodríguez et al. (2012). Mediante estas observaciones se detectaron 182 fuentes compactas, de gran impacto para el conocimiento de esta región siendo la primera vez que se detectan gran número de fuentes compactas en M17. Como objetivo a largo plazo, se ha mandado una propuesta al VLA con el fin de evaluar variabilidad en las fuentes y ver con mas detalle posibles fuentes térmicas.

Inicio de un programa Espacial en la Universidad de Sonora

Debido al auge de las tecnologías relacionadas con el protocolo cubesat y lo accesible que se han tornado hemos decidido iniciar el desarrollo de las capacidades necesarias para la construcción y operación de satélites con el fin de realizar estudios del espacio cercano a la Tierra y eventualmente participar en misiones compartidas a asteroides cercanos a la Tierra. Se describe el plan de la primer misión a baja órbita terrestre que tenemos planeada y en la cual ya hemos iniciado la fase de diseño del flat-sat.

Caracterización de la relación Masa-Metalicidad en galaxias del universo cercano

Este trabajo busca caracterizar la relación entre la masa estelar y la abundancia química (MZR) utilizando propiedades integradas para alrededor de 974 galaxias incluidas en la muestra extendida de los datos de Espectroscopía de Campo Integral CALIFA. Para ello exploramos diferentes formas funcionales (lineal, polinomial - 4to grado - y exponencial), así como diferentes entornos estadísticos: (1) usando un bin de tamaño fijo, (2) bin de tamaño variable y (3) sin aplicar ningún bineado. Derivamos la metalicidad del gas ionizado para cada galaxia, utilizando el calibrador de líneas fuertes O3N2 derivado por Marino et al. (2013) Para probar la calidad del ajuste de la relación masa-metalicidad (MZR), identificamos la función que produce la menor dispersión en sus residuos. Utilizamos este residuo para explorar relaciones secundarias con la relación MZR con otros observables (por ejemplo, SFR, masa de gas, fracción de gas y morfología). Nuestros resultados sugieren que la forma funcional y la presencia de relaciones secundarias pueden depender del tratamiento estadístico.

Diseño Óptico de un Polarímetro para el estudio de cuerpos menores del Sistema Solar

Con el objetivo de estudiar la composición física de asteroides mediante técnicas polarimétricas, se presenta el diseño óptico de un polarímetro óptico sin partes móviles que emplea un prisma doble Wollaston con cuñas (We-DoWo) y que permite obtener los haces polarizados en una sola exposición. El estudio de la composición de los asteroides típicamente se lleva a cabo mediante espectrometría, fotometría y polarimetría; esta última técnica adquiere relevancia porque permite estudiar detalladamente el material superficial de los asteroides, o regolito, y realizar una adecuada clasificación. Para aplicar esta técnica es necesario contar con un polarímetro con bajo error de polarización instrumental, condición que se consigue con la obtención de manera instantánea de las imágenes a los cuatro ángulos necesarios para la determinación de los parámetros de Stokes I, Q y U correspondientes, que son la herramienta matemática usual para determinar la polarización lineal. El polarímetro se proyecta como un instrumento que pueda acoplarse al telescopio de 2m de diámetro del Observatorio Astrofísica Guillermo Haro de Cananea Sonora, OAGH. Este dispositivo permitirá la obtención de las características polarimétricas de objetos astronómicos tales como asteroides, cuásares y estrellas, entre otros. El presente trabajo muestra el diseño óptico del polarímetro simulado con el software OpticsStudio (Zemax) y Solid Works, así como las pruebas en laboratorio del conjunto de prismas. El diseño óptico incluye lentes de campo, colimador, prismas WeDoWo, cámara de enfoque y un CCD de 27.6 mm x 27.6 mm, que una vez montado en el telescopio del OAGH producirá simultaneamente para cada haz en bandas ópticas, las cuatro imágenes en los ángulos de polarización requeridos, con un campo de 1x5 arcmin para cada una de ellas.

Caracterización de galaxias polvorientas en simulaciones cosmológicas

Construimos una simulación de la población de galaxias polvorientas con formación estelar, la cual cubre un área de 100 grados cuadrados y es construida a partir de una simulación de halos de materia oscura (N-cuerpos). Esto nos permite simular mapas panorámicos de grandes áreas del cielo, donde pueda estudiarse la distribución espacial y propiedades intrínsecas de las galaxias polvorientas, en particular, galaxias con altas tasas de formación estelar ($SFR$ > 100 M$_{\odot}$yr$^{-1}$ correspondiente a $L_{IR}$ > 10$^{12}$ L$_{\odot}$) que sólo pueden ser observadas a longitudes de onda del submm-milimétrico como las que se trazarán con la nueva cámara de GTM, TolTEC. Medimos un conjunto de diferentes observables y comparamos con resultados observacionales de la literatura. Encontramos que nuestra simulación es capaz de reproducir el numero de cuentas y la densidad de tasa de formación estelar, sin embargo, detectamos un exceso de galaxias polvorientas a bajos corrimientos al rojo (0.5 < $z$ < 2) lo que nos conduce a realizar una caracterización más detallada de la simulación, los resultados son presentados en este trabajo.

Física del gas ionizado en nebulosas planetarias muy jóvenes

Estudiamos la física del gas ionizado en las últimas etapas de estrellas evolucionadas de baja masa, conforme se convierten en nebulosas planetarias (PNe). Para dicho propósito, utilizamos el Australia Telescope Compact Array para obtener los flujos a distintas radio-frecuencias y construir la distribución espectral de energía (SED) de una muestra de PNe con emisión máser de H$_2$O. Estas PNe podrían estar en sus fases más tempranas de evolución, ya que los máseres de H$_2$O suelen desaparecer poco después $\sim$100 yr del final de la fase de AGB. Su juventud, las convierte en objetos clave para entender la formación y evolución de las PNe. Determinamos el índice espectral de la emisión de radio continuo de estas fuentes y la frecuencia de cambio, la cual podría estar relacionada con la edad de las PNe. La SED completa en radio-frecuencias nos proporciona información sobre los procesos de emisión (libre-libre y/o emisión térmica de polvo), así como procesos físicos involucrados en la transformación de estas estrellas evolucionadas en PNe.

Structural parameters of Dusty Star Forming Galaxies in the Extended Groth Strip field

In this work we studied the properties of Star-Forming and Dusty Star Forming Galaxies (DSFGs) in the deep field Extended Groth Strip (EGS). We considered the optical counterparts of the DSFGs detected in the SCUBA-2 Cosmology Legacy Survey (S2CLS). We used the structural parameters derived from the Hubble Space Telescope observations in the F160W band and the physical parameters in the CANDELS and S2CLS catalogs for the galaxies in the EGS field. We find that DSFGs have systematically higher stellar masses (M$_{\star}$) and effective radius (R$_{e}$) than the population of star-forming galaxies. The semi-major axis, as a parameter derived from the R$_{e}$ also shows higher values for the DSFGs. The axis ratio and Sérsic index do not present significant differences between both populations of galaxies. We therefore conclude that DSFGs are high-mass population of galaxies with optical counterparts larger than normal star-forming galaxies.

Solución analítica a la dinámica de un objeto que ingresa a la atmósfera terrestre

Para describir la dinámica de un Near Earth Object (NEO u Objeto Cercano a la Tierra, por sus siglas en inglés) cuando ingresa a la atmósfera terrestre, regularmente se emplea un sistema de ecuaciones diferenciales que describen el fenómeno antes mencionado. Dichas ecuaciones describen precisamente la tasa de cambio de la masa, velocidad, altura, y ángulo de vuelo de un NEO, así como aquella que involucra a la constante g de la gravedad. En este trabajo se presentará una solución particular al sistema de ecuaciones antes mencionado. Se asume que el objeto se mueve en línea recta, es decir, que no hay cambios significativos en su ángulo de vuelo (situación que se asemeja mucho a lo que físicamente ocurre) y que además el valor de g se mantiene constante. Esto permite establecer una solución analítica del sistema restante de la masa del objeto en función de la atura, teniendo como situación especial, que para nuestra solución el objeto no necesariamente se debe asumir como esférico. Cabe mencionar que los resultados encontrados, son consistentes con los reportados en literatura especializada.

Estudio del cambio de trayectoria de un objeto que entra a la atmósfera terrestre

Cuando se resuelve el sistema de ecuaciones diferenciales que rigen el comportamiento de un objeto que ingresa a la atmósfera terrestre y se describe de manera gráfica el cambio de la masa en función de la altura de vuelo o el cambio de velocidad en función de la altura de vuelo, se puede inferir que existe una altura, $h_Ω$, bien delimitada, en la que la curva que describe los cambios antes mencionados observándose un cambio de concavidad. Este cambio abrupto físicamente puede estar relacionado con la altura a la cual los efectos del arrastre atmosférico interaccionan con el objeto debido a que la atmósfera terrestre genera cambios más significativos en la trayectoria. En este trabajo se presentará una solución analítica de esta altura $h_Ω$, en donde se ha podido determinar que dicha atura va como $h\sim \ln⁡(mA\theta)$, donde m es la masa del objeto a esa altura, A es el área eficiente del objeto y θ en ángulo de la entrada a la atmósfera terrestre, Dicho resultado es consistente con observaciones físicas.

Regiones de interacción de viento solar: ¿cuánto nos afectan y cómo podemos vigilarlas?

Las regiones de interacción (RI) son estructuras de gran escala de viento solar que se forman en el medio interplanetario cuando un flujo de viento solar rápido alcanza a un flujo de viento solar lento. Si estas estructuras de gran escala interaccionan con la magnetosfera terrestre pueden dar origen a las tormentas geomagnéticas. Las RIs son objeto de estudio para predicciones de clima espacial, por lo que es necesario entender su origen, evolución, geometría y su eficiencia. En este estudio, analizamos un conjunto de RIs que fueron observadas por la nave WIND durante el año 2018 y que se reportaron en el Laboratorio Nacional de Clima Espacial (LANCE). Revisamos algunas de las características geométricas de las RIs como lo son el tamaño de la región de interacción a una unidad astronómica, la transferencia de momento entre las corrientes de diferente velocidad, la posición relativa de la interfase de corriente y la geometría que presentó en su arribo al entorno geomagnético. Adicionalmente, cuantificamos la eficiencia que tuvo cada RI usando índices geomagnéticos globales (Kp y SYM-H), y locales (Kmex y Dst-mex). Finalmente, estudiamos las propiedades de las regiones fuente del viento solar rápido usando mapas sinópticos solares e imágenes en extremo ultravioleta.

PakalMPI: un modelo para el cálculo de cromosferas estelares utilizando observaciones en el sub-milimétrico

En este trabajo presentamos los resultados que el modelo PakalMPI a tenido en diferentes áreas de Astrofísica en el cálculo de las condiciones físicas de cromosferas estelares utilizando como entrada observaciones en el continuo en la región del sub-milimétrico. Presentaremos las aproximaciones teoricas y las diferentes familias de modelos derivados de PakalMPI así como el repositorio de software para trabajo distribuido del modelo hospedado en el Grupo Interdisciplinario de Cómputo Científico de la UNAM.

Estudio a 1.1mm con AzTEC/GTM de una muestra de galaxias rojas de Herschel

Presentamos resultados derivados de observaciones a 1.1mm, con la cámara AzTEC del Gran Telescopio Milimétrico Alfonso Serrano (GTM), de 97 candidatas de galaxias luminosas con formación estelar oscurecida por polvo a alto corrimiento al rojo. La muestra fue seleccionada a partir de los colores infrarrojos de Herschel/SPIRE (S250μm <S350μm <S500μm). La resolución angular del GTM (FWHM~9" en su configuración de 32m de diámetro) muestra que al menos 18% de las fuentes detectadas se dividen en múltiples componentes. Esta fracción puede ser aún mayor si algunas de las fuentes no detectadas corresponden a sistemas múltiples, como sugieren los datos. Combinando las observaciones de AzTEC con los flujos de Herschel, corregidos por multiplicidad, derivamos corrimientos al rojo fotométricos, luminosidades infrarrojas y tasas de formación estelar. Nuestros resultados indican que ~70% de las fuentes AzTEC asociadas a fuentes Herschel se encuentran a z>3, mientras que el ~25% está a z>4. Algunos de los sistemas múltiples tienen miembros con corrimientos al rojo fotométricos compatibles, lo cual sugiere una posible asociación física entre ellos. Dada la separación angular de las componentes, éstas podrían estar asociadas a sobre densidades de galaxias o encontrarse en etapas tempranas de fusión.

Análisis de la Variación Secular de la Estrella Δ Scuti de Gran Amplitud (HADS) BL Cam

A partir de la recopilación de tiempos de máximo brillo obtenidos de diversas fuentes, junto con las observaciones realizadas en los observatorios de Tonantzintla, Pue. y San Pedro Mártir, B.C., ambos en México, de la estrella variable tipo HADS BL Cam, se determina el periodo de variación de la estrella y se analiza la variación secular del periodo por medio del diagrama O-C.

The Near-Infrared Polarization of the Pre-Planetary Nebula Frosty Leo

We present a near-infrared imaging polarimetric study of the pre-planetary nebula: Frosty Leo. The observations were carried out in J, H and K' bands using the new polarimeter POLICAN mounted on the 2.1m telescope of the Guillermo Haro Astrophysical Observatory, Sonora, Mexico. The most prominent result observed in the polarization maps is a large and well defined dusty envelope (35 arcsec diameter in H-band). The polarization position angles in the envelope are particularly well ordered and nearly parallel to the equator of the nebula (seen in J and H bands). The nebula presents a known bipolar outflow and the envelope completely wraps around it. Within the bipolar lobes, we find high polarization levels ranging from $60\%$ (J band) to $90\%$ (K' band) and the polarization angles trace a centrosymmetric pattern. We found the remnants of superwind shells at the edges of the bipolar lobes and the duration of this phase is around 600 yrs. The origin of polarization features in the nebula is most likely due to a combination of single and multiple scattering. Our results clearly demonstrate new structures that provide new hints on the evolution of Frosty Leo from its previous asymptotic giant branch phase.

Estudio óptico-NIR de cuasares radio fuertes

Los Núcleos Activos de Galaxias, conocidos como AGN por sus siglas en inglés, son objetos astrofísicos que deben su intensa actividad a la caída de material hacia el agujero negro súper masivo central, el cual forma un disco de acreción. Una forma de estudiar el gas alrededor de estos objetos es a través del análisis multicomponente del continuo subyacente y de las líneas de emisión que se observan en su espectro electromagnético. Con esta información se pueden inferir propiedades importantes de los AGN tales como la masa del hoyo negro o la tasa de acreción, así como la cinemática del gas derivada del estudio de líneas de emisión anchas y delgadas. El presente trabajo muestra un análisis multicomponente de una muestra de ocho cuasares radio fuertes en el espectro óptico y cercano infrarrojo con z~0.44. Usaremos el espacio de parámetros determinado por el Eigenvector 1 (E1; Sulentic et al. 2000) que define la Secuencia Principal de AGN tipo 1 para organizar las propiedades de los objetos estudiados. El análisis en el espectro óptico se realizó usando los espectros del SDSS DR12 en el rango 4200-5400A, donde son emitidas las líneas en emisión de Balmer (Hbeta y Hgamma), así como el pseudo-continuo formado por los multipletes de FeII. Por otro lado, para el análisis en el cercano infrarrojo se usaron espectros observados con el instrumento ISAAC del Very Large Telescope (VLT) en el rango de 7900-9100A. En esta zona son emitidos el OI 8446, triplete de CaII y un pseudocontinuo de FeII. El comportamiento encontrado es semejante al observado en muestras previas, particularmente en la zona del cercano infrarrojo, lo cual indicaría que en los objetos radio fuertes también son emitidas con un gran intensidad líneas muy baja ionización como el CaII o el FeII.

Red Mundial de Telescopios de Neutrones Solares (TNS)

La red mundial de telescopios de neutrones solares (TNS) está compuesta por 7 telescopios. Fue diseñado para detectar neutrones generados en las fulguraciones solares; además, registra el fondo de rayos cósmicos galácticos, puede diferenciar directamente entre partículas neutras y cargadas y tiene la capacidad de medir la dirección y la energía depositada por las partículas incidentes. En este trabajo se presenta un esquema general de los TNS, su funcionamiento y los resultados de la eficiencia de detección con base en GEANT3 y GEANT4.

Misión Colibrí: Diseño e impacto de un nanosatélite para medir la densidad atmosférica

La investigación de la atmósfera impacta en varios sectores como las actividades comerciales de aviación, el transporte marítimo, el análisis climatológico y la investigación espacial, entre otros. Los datos utilizados para estas investigaciones provienen de estaciones en tierra o de satélites en órbita, ambas herramientas de alto costo. Sin embargo, un objeto de interés reciente en la industria espacial es el uso de los nanosatélites como instrumentos de bajo costo que pueden ser utilizados para realizar investigaciones científicas. Se propone que a través del uso de un nanosatélite, se determine el valor de la densidad atmosférica por medio de un experimento que permite compensar el arrastre atmosférico utilizando propulsión eléctrica. En este trabajo se presentan las aportaciones que puede realizar un nanosatélite como una herramienta para el estudio de la ionosfera así como sus limitaciones y los procesos necesarios para llevar a cabo una misión que proporcione información útil. Dichas aportaciones incluyen la contribución de información para la mejora de los diferentes modelos atmosféricos como el Jacchia-Bowman, el entendimiento del impacto de fenómenos en la atmósfera superior sobre la atmósfera inferior y el estudio de la relación entre ciertos fenómenos climatológicos y su impacto en la densidad atmosférica.

Parámetros físicos de la estrella RR Leo

A partir de las curvas de luz obtenidas con las observaciones fotométricas con CCD, determinamos los tiempos de máximo brillo de la estrella RR Leo, que es una estrella del tipo RR de Lyra. Además, con una recopilación de tiempos de máximo obtenidos de la literatura y con observaciones en el sistema fotométrico de Strömgren, hemos determinado los parámetros físicos de la estrella.

La galaxia anfitriona de 1ES 0229+200 y su corrimiento al rojo fotométrico

Los objetos tipo BL Lacertae son un tipo de Núcleo Activo de Galaxia (NAG) alojados en galaxias elípticas gigantes. Para conocer su distancia, generalmente se mide el corrimiento al rojo (corrimiento hacia longitudes de onda mayores, representado por la letra z) de las líneas de su espectro; entre mayor es este, mayor es su distancia. Desafortunadamente, estos objetos se caracterizan por la ausencia o casi ausencia de líneas en su espectro y por tanto la ausencia de estimaciones de su distancia. La falta de este parámetro fundamental nos impide restringir diversos modelos para explicar su física. En este trabajo, nosotros exploramos un método alternativo para la estimación de la distancia de estos objetos extragalácticos, en el que se prescinde de la espectroscopía y en su lugar, se utiliza la fotometría. Se supone (basado en observaciones) una misma magnitud absoluta (magnitud medida desde 10pc de distancia del objeto observado) y se deriva la distancia a partir de su magnitud aparente (magnitud observada desde la Tierra). Usamos imágenes profundas de alta resolución del Telescopio Espacial Hubble, caracterizamos la morfología de la galaxia 1ES 0229+200 y separar la galaxia anfitriona de su poderoso núcleo activo. Para su núcleo, obtuvimos una magnitud aparente en la banda R de mR=18.58 y para la galaxia, una magnitud aparente de mR=15.85 y un radio efectivo (distancia desde el centro de la galaxia hasta el punto en el que se concentra la mitad de su brillo) Re=1.6". Con esta información, fuimos capaces de estimar una distancia z=0.139 la cual coincide con estimaciones realizadas previamente por Sbarufatti et al.

Detección y caracterización de la barra estelar de la galaxia anfitriona de MRK 382

Es un hecho ampliamente aceptado que las barras galácticas (bandas de estrellas que abarcan de extremo a extremo una galaxia), redistribuyen la masa y el momento angular y por tanto impulsan la evolución secular (evolución lenta y constante) y dinámica de sus galaxias. Según una inmensa cantidad de evidencia que incluye, concentraciones de gas molecular central, campos de velocidad y formación estelar, las barras estelares tienen una fuerte influencia sobre su galaxia anfitriona, llegando incluso a pensarse que juegan un papel muy importante en la alimentación de los agujeros negros supermasivos responsables de los fenómenos más energéticos en el Universo; los Núcleos Activos de Galaxias (NAG). Es por lo anterior que conocer las propiedades de estas componentes, resulta de gran interés para el estudio de diversos temas de la astronomía galáctica y extragaláctica. En este trabajo, detectamos y caracterizamos la barra en la galaxia anfitriona del NAG del tipo NLSy1 (Seyfert 1 de líneas angostas, por sus siglas en inglés) MRK 382. Usando imágenes profundas y de alta resolución del Telescopio Espacial Hubble aplicamos la técnica descrita por Jogee et al. 2002 para detectar y caracterizar barras. Ajustamos elipses a la distribución de brillo superficial de la imagen de la galaxia utilizando la rutina estándar de IRAF (Image Reduction and Analysis Facility) "ELLIPSE". En los perfiles radiales analizamos los cambios en elipticidad (e) y ángulo de posición (AP) del brillo superficial de la galaxia e identificamos los elementos característicos de una barra, los cuales son: 1) un máximo global en elipticidad (emax) mayor a 0.25, 2) un AP  relativamente constante (que no varíe más de 20 grados) a lo largo de la supuesta barra y 3) al final de la barra, una caída en la elipticidad y en general un cambio en el ángulo de posición (transición entre barra y disco). Con este procedimiento encontramos que la galaxia anfitriona del objeto MRK 382 cuenta con una barra, siendo su elipticidad de e=0.62 y su extensión de 20".

Neutrino propagation in winds around the central engine of sGRB

Since neutrinos are able to escape from dense regions without being deflected, they are promising candidates to study the unexplored physics at the sources that produce them. In particular, current detectors can reconstruct, among other things, trajectory, energy, and flavor compositions of incident neutrinos which are essential for this purpose. Even when there are several neutrino production mechanisms, we centralize our study only in those produced by thermal processes during the coalescence of two compact objects in a binary configuration. In the opaque regions, neutrinos escape once the fireball becomes transparent on a diffusion time-scale, while in the neutrino 'transparent' scheme, they leave the source interacting with the circumburst baryonic medium driven by winds during the coalescence. Thus, in this work, we focus on the neutrino interactions within the anisotropic medium that surround the central engines of short gamma-ray bursts (hereafter, sGRB). On the one hand, we consider baryonic winds produced with a strong magnetic contribution and on the other hand, we treat only neutrino-driven winds. In the first case, we found a stronger angular dependence, suggesting that the expected neutrino flavor ratios are different between both scenarios, being this an effective method to discriminate between the involved progenitors.

Mesa interactiva basada en realidad virtual para aplicaciones astronómicas - segunda etapa

En el presente trabajo se expone la segunda etapa del desarrollo de una mesa de realidad virtual (MRV) para aplicaciones astronómicas, la cual mediante el uso de un sensor de profundidad nos permite obtener datos de una superficie, aplicarles un método de extrapolación y proyectar sobre la misma, modelos 3D. La MRV contiene módulos de simulación de fluidos para su estudio tomando en cuenta variables físicas como densidad, volumen, gravedad e interacción con la orografía bajo distintas atmósferas. Se le incluyó la posibilidad de desplegar objetos celestes usando distintos marcadores lo que permitirá a futuro volcar datos de simulaciones de interacción entre dichos cuerpos de acuerdo con su tamaño, posición y densidad. Dadas estas características la MVR es una excelente herramienta educativa que permitirá motivar a los alumnos mediante la posibilidad de apreciar y modificar en tiempo real dichos fenómenos. Agradecemos al: Dpto de Física, Taller de control y electrónica - Fac. de Ciencias, Instituto de Astronomía - UNAM, y al proyecto PAPIME - PE111019 el apoyo facilitado al presente trabajo.

Avances en el desarrollo de una plataforma de realidad virtual para aplicaciones astronómicas

La Realidad Virtual (RV) permite integrar en un único sistema diferentes elementos que comprenden contenidos multimedia e interacción del usuario con un entorno virtual que son susceptibles de ser utilizados en una amplia gama de actividades académicas, particularmente en la docencia, donde la adquisición de conceptos puede resultar ser una labor complicada y a veces frustrante. Debido a su alcance, la astronomía involucra escalas espacio-temporales que exceden por mucho las escalas humanas, lo cual dificulta la apreciación de diversos fenómenos, y esto ofrece un nicho excelente para aplicar las técnicas de RV en el ámbito de la docencia. En este trabajo se presentan los avances relativos al desarrollo de un sistema inmersivo para la enseñanza de la astronomía y ejemplificamos con dos aplicaciones: la descripción del movimiento planetario y el uso de instrumentación astronómica real desde un ambiente RV. El sistema se encuentra en fase de desarrollo, hemos empleado el motor de desarrollo Unity para la generación de contenido 3D en una computadora PC con procesador i9, SO Windows 10, y una interfase física Oculus Rift para el despliegue y la retroalimentación. Agradecemos al: Dpto de Física, Taller de control y electrónica - Fac. de Ciencias, Instituto de Astronomía - UNAM, y al proyecto PAPIME - PE111019 el apoyo facilitado al presente trabajo.

Radiogalaxias Grandes en el Rastreo VLASS alrededor del Polo Norte

La mayoría de las radiofuentes celestes provienen de las llamadas radiogalaxias (RGs) y cuásares (QSOs), con una luminosidad en radio tan alta que se pueden detectar hasta distancias mucho mayores que los objetos más débiles en los rastreos ópticos disponibles. Desde 1974 se empezaron a descubrir las radiogalaxias gigantes (GRGs) con una extensión de su radioemisión (proyectada en el plano del cielo) de más que 1 Mpc (1 mega pársec o 3.3 millones de años luz). En este trabajo aprovechamos las imágenes de un nuevo rastreo en ondas de radio, VLASS, en la región de 26 grados alrededor del Polo Norte, una región no cubierta por otros rastreos de alta resolución como FIRST, además de ser una región apenas recientemente cubierta por un rastreo óptico profundo, el Pan-STARRS. Una inspección visual de unos 2000 imágenes (de 1 × 1 grado) del VLASS resultó en más de 2500 candidatos de radiogalaxias extendidas. Un análisis completo de estos candidatos arrojaron varias decenas de GRGs mayores a 1 Mpc, además de 150 GRGs mayores a 0.7 Mpc. Finalmente, se han integrado flujos de las fuentes de mayor extensión lineal a través del software Aladin, esto para determinar su luminosidad.

Subsistema de Avionics en la misión Colibrí

La palabra Avionics deriva de “aviation electronics”. Su principal objetivo es proveer el hardware adecuado para la administración y supervivencia de la aeronave, en este caso el CubeSat. Y su objetivo secundario es ejecutar las administrar, controlar y apoyar a la carga útil. En este trabajo se analiza un panorama general, desde la arquitectura electrónica, la manera en la que se estructuran, conectan y comunican entre sí los diferentes dispositivos electrónicos de la aeronave, hasta un análisis particular por componente, tanto para selección de componentes comerciales, como para diseño de componentes especializados para la misión. Se presenta el diseño del subsistema asumiendo que una arquitectura centralizada podrá tener la capacidad de ejecutar todas las tareas requeridas en tiempo y forma, además que los demás subsistemas tienen seleccionados componentes que ya realizan por sí mismos varias de las tareas de control.

Modelos Cromosféricos en Estrellas de Tipo Solar Utilizando la Emisión Térmica a Longitudes de Onda Milimétrica, Sub-Milimétrica e Infrarroja

En este trabajo, presentamos una nueva metodología para ajustar el espectro observado y sintético de estrellas de tipo solar a longitudes de onda milimétricas, submilimétricas e infrarrojas a través de modelos semiempíricos de la cromosfera solar. Utilizamos el algoritmo Levenberg-Marquardt como método no lineal, PakalMPI como modelo semiempírico de la cromosfera solar, y observaciones recientes del Large Millimeter / submillimeter Array (ALMA) de Alpha Centauri A como un caso de prueba. Nuestros resultados muestran que podemos usar modelos semiempíricos cromosféricos solares como modelo de entrada para reproducir el espectro observado de estrellas de tipo solar. Los nuevos perfiles muestran similitudes con la cromosfera solar como un mínimo de temperatura (sin la restricción de la emisión de CO) y una meseta en la cromosfera alta. Nuestro método proporciona una nueva herramienta numérica rápida para estimar las condiciones físicas en estrellas de tipo solar.

En búsqueda de muestras de un Universo anisotrópico

Uno de los pilares mas importantes de la cosmología es que el Universo se expande isotrópicamente. Sin embargo, resultados obtenidos por Chandra X-Ray Observatory y ESA/s XMM-Newton muestran que lo anterior puede no ser del todo correcto. Para este caso, tenemos que el gas emitido por radiación de un cúmulo estelar en rayos-X es medido y captado por Chandra X-Ray. Analizando el espectro de cada cúmulo podemos entonces obtener su temperatura. No obstante, tenemos otra manera de determinar la temperatura de un cúmulo estelar; la relación entre temperatura de un gas caliente prevalente en una galaxia de cúmulos estelares y la cantidad de rayos-X producidos, conocida como luminosidad de rayos-X de conglomerados de cúmulos estelares, siendo estos conglomerados las mayores estructuras ligadas gravitacionalmente en el Universo. Podemos encontrar la relación de a mayor temperatura del gas en un cúmulo, a mayor luminosidad se encontrara. Esto muestra la velocidad de expansión de cada uno de ellos. Comparando las velocidades con otros métodos de expansión se puede encontrar que existen otras irregularidades; la energía oscura. Un análisis de 313 conglomerados estelares conteniendo 237 cúmulos observador por Chandra con una exposición de 191 días, y 76 conglomerados observados por XMM-Newton, con un total de 35 días de exposición resalto que A2199, RXCJ1504.0-0248, A85 y A3667 muestran un 31% de mayor dispersión que los demás en el espacio, respaldando un posible Universo anisotrópico. Para esto, tenemos dos posibles explicaciones: una de estas es que grupos de cúmulos estelares pueden estar moviéndose en conjunto, pero no por la expansión cósmica, lo cual podría conducir a errores en la formulación de la luminosidad de estos. Otra explicación es que el Universo no es igual en todas las direcciones. Una razón para esto es que la energía oscura causa diferentes rangos de expansión. Otra posible razón que podría explicar el comportamiento de estos conglomerados es la existencia de galaxias enanas alrededor de ellos, las cuales poseen grandes niveles de absorción de rayos-X y que puede llegar a absorber parte de la luminosidad emitida de los cúmulos. A pesar de estas posibles teorías, aun no contamos con la suficiente información para que una de estas explicaciones domine a la otra. Adicionalmente, si estas hipótesis son considerables, ambas explicaciones tendrían complicaciones. En conclusión, se tiene que cúmulos en regiones de baja absorción tienen el mismo comportamiento que cúmulos en regiones de alta absorción, con las correcciones necesarias.

Efecto túnel en las reacciones nucleares solares

Las reacciones nucleares en el centro del Sol se dan entre la fusión de núcleos atómicos de una misma carga. Como ejemplo, 4 átomos de Hidrogeno (H) se pueden fusionar en 2 átomos de Helio (He) por la cadena protón-protón. Si analizamos 2 núcleos de Hidrogeno a punto de colisionar, existe una barrera que impide que ambos puedan acercarse conocida como la barrera de Coulomb. Esta es de carácter repulsivo y posee una cierta energía potencial; una vez superada esta barrera, la energía se vuelve de carácter atractivo, esta parte atractiva es dominio de la fuerza nuclear fuerte que mantiene un núcleo de hidrogeno estable. El núcleo del Sol tiene una temperatura muy baja para la fusión, esto significa que no es la suficiente para incrementar la energía cinética de los átomos de hidrogeno como para superar la barrera de Coulomb. Clásicamente la fusión de Hidrogeno en Helio no sería posible, sin embargo, desde el punto de vista de la Mecánica Cuántica, la fusión de Hidrogeno a Helio si es posible. Si pensamos en los átomos de H como funciones de onda, en donde la mayor amplitud significa la mayor probabilidad en donde espacialmente se pueda encontrar el núcleo de Hidrogeno, y pensamos en la barrera de Coulomb como la barrera de potencial; que tiene una energía potencial mayor a la de la energía cinética del Hidrogeno. Notamos que la función de onda puede penetrar por la barrera de potencial, saliendo con una amplitud menor a la función de onda inicial. A este fenómeno le llamamos efecto túnel y hace posible la fusión de núcleos de H en He en el núcleo solar. La probabilidad de que un núcleo de hidrogeno pase a través de la barrera de potencial depende de las dimensiones de la barrera, de su altura y su anchura. La altura de la barrera es equivalente a la ecuación de la fuerza electrostática y tiene la forma $Z_1Z_2\frac{e^2}{4\pi\epsilon_0{r}}$, pero la probabilidad real de que un núcleo de H pase a través de la barrera es muy baja. A pesar de esto, en el núcleo solar hay un alto número de partículas de hidrogeno y esto aumenta la probabilidad de que el efecto túnel pueda suceder. Es evidente la importancia que el efecto túnel tiene en las reacciones nucleares solares, dado que sin este fenómeno estas mismas reacciones tardarían cientos de años en producirse y el sol no brillaría del mismo modo que lo hace en estos momentos.

¿Podrían los rayos cósmicos ultra energéticos y el neutrino IC35 estar corelacionados con los rayos gamma provenientes de la Galaxia NGC 4945?

La detección de neutrinos astrofísicos junto a los rayos cósmicos ultra energéticos (UHECRs) nos da una nueva forma de explorar el universo. La ubicación de unos de los neutrinos más energéticos detectados por IceCube, etiquetado como IC35, está muy cerca de la ubicación de una posible región de anisotropía en la dirección de llegada de los UHECRs detectados por el observatorio Pierre Auger (PAO). Estudios recientes de PAO muestra que las galaxias con destellos de formación estelar más cercanas pueden reproducir con 4 sigmas de significancia la distribución de los UHECRs. Una de estas galaxias es NGC 4945, la cual se encuentra cerca de la región de anisotropía y dentro del círculo de error del evento IC35. Considerando la tasa de explosión de hipernovas y asumiendo que estas son aceleradores de protones hasta energías de 100 PeV, nosotros mostramos que neutrinos con energías de PeV pueden ser producidos en la región de formación estelar pero el número de eventos esperados es de tan sólo 0.3 en 10 años, sugiriendo la necesidad de más tiempo de exposición para probar esta hipótesis. También, mostramos que los UHECRs no pueden ser acelerados en esta galaxia aunque se considere la región del súper viento.

Sistema de lectura y caracterización de los detectores de inductancia cinética (KID) de la cámara mm MUSCAT

MUSCAT es una cámara del continuo de ondas milimétricas que utiliza 1458 detectores de inductancia cinética (KID), divididos en seis canales. Opera bajo el régimen superconductivo a una temperatura de 150 mK, utilizando un novedoso sistema de enfriamiento de ciclo cerrado. Esta cámara pertenece a la nueva generación de instrumentos del Gran Telescopio Milimétrico (GTM), donde puede alcanzar una resolución angular de hasta 5.5” en la banda de 1.1 mm. La tendencia en el desarrollo de instrumentos apunta al exponencial crecimiento en el número de detectores sobre el plano focal, su rápida y eficiente caracterización se vuelve crítica para la pronta consolidación del arreglo de detectores. En este trabajo, presentamos un sistema de caracterización que incluye la lectura simultánea de detectores KID, así como el análisis cualitativo-cuantitativo de su respuesta en función de la temperatura base del detector, la potencia óptica incidente y la potencia de lectura. El sistema de lectura, llamado KID Lab, a través de la técnica de multiplexado en frecuencia realiza, 1) la adquisición simultánea de la transmisión (parámetro $S_{21}$) de los detectores, para un intervalo y paso definidos, donde se localizan las frecuencias de resonancia de cada detector, a las cuales se carga un conjunto de tonos sobre la señal de lectura, para así 2) iniciar la adquisición paralela de la respuesta de los detectores en el dominio del tiempo. Con esta información, la herramienta de análisis KID Analyser, extrae los parámetros físicos del arreglo y sus detectores, tales como: las frecuencias de resonancia, los factores de calidad, el nivel de ruido generación-recombinación, el tiempo de vida de las cuasipartículas, la responsividad y la potencia de ruido equivalente (NEP). Aplicando las herramientas anteriores, se caracterizó la distribución y acoplamiento entre los 243 detectores de uno de los seis arreglos de MUSCAT, donde se observó que la respuesta individual de la mayoría de los detectores se adecua al diseño, con un factor de calidad de acoplamiento $Q_c \sim$50,000. Sin embargo, la dispersión de las frecuencias de resonancia, debido a la no uniformidad del proceso de fabricación, reduce el número de detectores funcionales a un 80\%. Además, en colaboración con el sistema homodino del laboratorio KID de la Universidad de Cardiff, se analizó un arreglo con sólo 20 píxeles para caracterizar la responsividad y medir la sensibilidad (NEP) del detector, obteniendo un valor medio $\sim1.35\times10^{-16}W Hz^{-1/2}$. Con el sistema aquí expuesto, buscamos promover en México el desarrollo tecnológico de la instrumentación milimétrica basada en detección KID, lo que permitirá en un futuro próximo proveer de instrumentos de competencia internacional al GTM, diseñados y fabricados en el INAOE.

Modelado de Enanas Blancas y Estrellas de Neutrones en Aztekas

El código mexicano abierto Aztekas resuelve numéricamente las ecuaciones de la hidrodinámica relativista y no relativista para un fluido perfecto con ecuación de estado arbitraria. En el caso de las ecuaciones relativistas, éstas se pueden resolver en un espacio-tiempo vacío y fijo, ya sea el de Minkowski, Schwarzschild o Kerr-Schild. Esto convierte a Aztekas en una herramienta ideal para realizar simulaciones de vientos de acreción o jets relativistas. Con miras a estudiar acreción de materia en espacio-tiempos no vacíos, como estrellas compactas, en este trabajo se reporta el desarrollo y validación de nuevos módulos en Aztekas para modelar Enanas Blancas y Estrellas de Neutrones, resolviendo las ecuaciones de estructura newtonianas o relativistas. Se utilizan, inicialmente, ecuaciones de estado politrópicas con índices correspondientes a gases de Fermi degenerados; posteriormente, se implementan ecuaciones de estado más realistas propuestas en la literatura.

Consistencia del modelo de emisión de una zona con las correlaciones observadas en los blazares Mrk 401, Mrk 501 y 1ES 1959+650

Los Blazares, un tipo de galaxia activa altamente variable, presentan una distribución espectral característica con dos picos adecuadamente descrita mediante emisión leptónica de una zona. Bajo este escenario el primer pico se interpreta como emisión sincrotrón mientras que el segundo como emisión Compton Inversa de una misma población de electrones (SSC). Este modelo predice correlaciones entre emisiones a energías de rayos-X con fotones de rayos gamma energéticos. Observacionalmente se han reportado estas correlaciones para los blazares Mrk 401, Mrk 501 y 1ES 1959+650. En el presente trabajo presentamos un estudio de la consistencia de la correlación a estas energías, el impacto sobre estas de la descripción observacional del espectro y sobre las restricciones en los valores de parámetros del modelo de emisión leptónico de una zona que predicen adecuadamente estas correlaciones .

Estudio de las propiedades físicas de galaxias polvorientas a alto corrimiento al rojo usando SLEDs

Caracterizar el gas frío y la formación estelar en galaxias polvorientas con formación estelar a alto corrimiento al rojo es un tema de amplio estudio en la actualidad. Diversos estudios indican que la historia de tasa de formación estelar posee un máximo alrededor de corrimientos al rojo 2, donde un gran porcentaje de las estrellas que vemos hoy en día fueron formadas. Dado que la mitad de la formación estelar está obscurecida por polvo, telescopios de última generación en longitudes de ondas radio, sub milimétricas y milimétricas, como el Gran Telescopio Milimétrico (GTM), han logrado dar una nueva luz para el estudio de las propiedades físicas del medio interestelar de galaxias obscurecidas por polvo a altos corrimientos al rojo. En este póster se presenta un proyecto encaminado al desarrollo de una malla de modelos de transferencia radiativa, utilizando diversos parámetros físicos como densidad de volumen de H2 y temperatura cinética, con el fin de ser comparados con las distribuciones espectrales de energía de línea (SLED por sus siglas en inglés) de una muestra de galaxias polvorientas con formación estelar a z > 2. Esta muestra es seleccionada con datos del telescopio espacial HERSHEL y estudiada con mediciones realizadas por el GTM y obtenidas en la literatura. Los modelos nos permitirán hacer predicciones de las intensidades de transiciones de más bajo J del CO, las cuales son a menudo utilizados en las determinación de propiedades de las galaxias.

El ABC del Agujero Negro de M87

La intención de esta platica es que, como científicos, debemos de tener en mente que la ciencia tiene un amplio y profundo sentido social y que hay que hacerlo útil y efectivo. Pero para la mayoría de la gente muchas veces no se tiene clara la forma en que la ciencia ejerce esta influencia y lo que se ha logrado con la investigación científica es prácticamente desconocido. La principal dificultad para acercarse actualmente a la ciencia es que ésta es un campo enorme, diverso y muy especializado, que está llena de tecnicismos, ideas complejas y conceptos que pueden ser difíciles de transmitir a otros científicos y, aún más difícil, al público en general. Aquí es donde la Divulgación de la Ciencia pretende hacer accesible ese conocimiento especializado. Una de las principales cualidades que debe tener es mostrar cómo se elabora el conocimiento científico para que el público pueda integrarlo a la cultura. La ausencia de un buen conocimiento científico sólo contribuirá a la creación de más supersticiones. El objetivo principal de esta exposición es explicar los procesos físicos y astrofísicos detrás de la imagen del agujero negro supermasivo de la galaxia Messier 87 (M87) obtenida por el Telescopio Horizonte de Eventos (EHT) y dada a conocer el 10 de abril de 2019; así como las técnicas observacionales, de reducción de datos y computacionales necesarias para la obtención de la imagen, desde el punto de vista de la Divulgación de la Ciencia. Se elaborará la exposición desde Michell y Laplace con sus estrellas oscuras y el sustento que tienen con la velocidad de escape, dada por la Gravitación Universal de Newton. Se explicarán los fundamentos de la Relatividad General de Einstein, uno de los acontecimientos intelectuales más espectaculares de todos los tiempos. Se expondrán las soluciones de Schwarzschild a las ecuaciones de Einstein, alrededor de una masa esférica estática; así como la solución de Kerr para una masa en rotación. Una de las mejores maneras de entender un objeto es la de fijar su imagen, ¿podemos contemplar la posibilidad de fotografiar un agujero negro? El Telescopio del Horizonte de Eventos (EHT), usando la técnica conocida como Interferometría de Muy Larga Base (VLBI), es la culminación del esfuerzo de varias décadas en desarrollo teórico y tecnológico orientado a la construcción de un arreglo interferométrico capaz de reconstruir la imagen de la sombra de un agujero negro. En abril de 2017 ocho telescopios alrededor del mundo, incluido el mexicano Gran Telescopio Milimétrico (GTM) Alfonso Serrano, observaron de manera simultánea hacia el agujero negro supermasivo en M87. Es importante señalar que el GTM es uno de los telescopios más relevantes del arreglo EHT, ya que, sin su aporte, la rotación del agujero negro no podría haber sido determinada. El 10 de abril de 2019, el EHT dio a conocer la foto de la sombra del agujero negro. La fotografía, sin duda alguna, es un hito en la historia de la Humanidad.

Evolución numérica del medio interestelar en una galaxia

Presentamos un estudio numérico de la evolución del medio interestelar durante la historia de una galaxia, debido al gas que inyectan todas las estrellas masivas en ella (en forma de viento y supernova) . En nuestro estudio consideramos la formación estelar dentro de cúmulos estelares compactos (con radios de aproximadamente 5 pc), retroalimentación mecánica y enfriamiento radiativo. Las simulaciones fueron realizadas usando GADGET-2 que es un código hidrodinámico/ncuerpos. La energía mecánica que inyectan los cúmulos estelares fue calculada usando modelos de síntesis de población estelar (Starburst 99) para la masa de cada brote estelar generado en nuestra simulación.

Formación de choques espirales debido a la interacción de vientos de estrellas en un sistema binario

Durante la fase AGB de una estrella, ésta inyecta vientos densos y de baja velocidad, cuyo material al interactuar con el medio forma una estructura de envolventes circumestelares. Estas estructuras pueden ser moldeadas siguiendo un patrón espiral, dependiendo de si la estrella AGB se encuentra ligada gravitacionalmente a una compañera, es decir, si se encuentra en un sistema binario. En esta plática, se discutirán los resultados de simulaciones numéricas hidrodinámicas tridimensionales llevadas a cabo con el fin de estudiar la estructura y la dinámica de la interacción de los vientos de una estrella AGB y una compañera en un sistema binario. Se considera primero el caso de un viento isotrópico de velocidad constante expulsado por la estrella AGB, el cual muestra la formación de una espiral de un solo brazo. Los resultados de la simulación numérica serán contrastados con un modelo analítico de choques espirales. Finalmente, se estudiará el caso en donde tanto la estrella AGB como la compañera emiten vientos isotrópicos constantes, formando, bajo ciertas condiciones, un patrón espiral de dos brazos.

Estudio espectroscópico de nebulosas débiles del catálogo iphas

En este trabajo presentamos un análisis preliminar de las características espectroscópicas de una muestra de nebulosas débiles en emisión del catálogo INT Photometric H$\alpha$ Survey (IPHAS) of the Northern Galactic Plane. Presumiblemente, estos objetos son nebulosas planetarias. En general, las nebulosas tienen una extensión angular pequeña (r$\lesssim$30'') y presentan flujos bajos en todas las líneas nebulares; comúnmente sólo son detectables en las líneas H$\alpha$ y [OIII]5007Å. Presentamos los flujos de las líneas observadas y para un par de objetos derivamos sus condiciones físicas. Este estudio pretende servir de base para obtener nuevos datos en telescopios de mayor apertura. Para el estudio presentado, hemos utilizado espectros de baja dispersión obtenidos con los espectrógrafos Boller & Chivens instalados en los telescopios de 2.1m tanto del Observatorio Astrofísico Guillermo Haro (OAGH), como en el Observatorio Astronómico Nacional en la Sierra de San Pedro Mártir (OAN-SPM).

Geodésicas en sistemas binarios estacionarios de Kerr

En esta charla voy a discutir el movimiento geodésico en un sistema binario estacionario de Kerr. Tomando como referencia un métrica binaria de Kerr, estableceremos las ecuaciones de movimiento que describen las trayectorias alrededor de una fuente binaria de dos hoyos negros corrotantes. Analizaremos también el estado límite de fusión en el cual derivaremos primero la métrica binaria cercana al límite de fusión y más tarde presentaremos algunos resultados de las geodésicas generadas tanto en el plano ecuatorial, así como en el plano meridional.

Clasificador de galaxias por medio de red neuronal CNN

En este trabajo se presenta una red neuronal CNN común adaptando con transfer learning una ResNet 152 v2 con el objetivo de clasificar tres clases de galaxias: elípticas, en espiral y vistas transversales de estas, usando una base de datos de clases balanceadas del SDSS (Sloan Digital Sky Survey) con imágenes en RGB.

Relación de parámetros físicos de cúmulos estelares de las galaxias de Las Antenas

Se realizó un análisis espectroscópico con datos obtenidos del espectrógrafo de campo integral MUSE montado en el VLT de cúmulos estelares identificados con imágenes de HST. Nos enfocamos en los cúmulos de la zona de solapamiento entre estas galaxias interactuantes, a los que se les hizo un ajuste de las poblaciones estelares y de las líneas de emisión haciendo uso del software SINOPSIS. Presentamos la distribución espacial de las masas estelares, la tasa de formación estelar y las edades de los cúmulos. Estudiamos también la relación entre la formación estelar, la masa estelar y de las edades de los cúmulos.

Digitalización del Radiotelescopio MEXART del LANCE: nuevas posibilidades para estudios radioastronómicos a 140 MHz

El Mexican Array Radio Telescope (MEXART), del Instituto de Geofísica de la UNAM, es un instrumento del Laboratorio Nacional de Clima Espacial (LANCE) que observa el cielo a una frecuencia central de 140 MHz. Este radiotelescopio está ubicado en Coeneo, Michoacán, y cuenta con una antena compuesta de un arreglo rectangular de dipolos que cubre 9800 $m^2$. Desde el año 2005 al 2019, el MEXART ha estado dedicado principalmente para estudios de viento solar mediante observaciones de centelleo interplanetario . Contaba con un sistema analógico para hacer una formación de 16 haces fijos en el meridiano local. A partir del 2020, el sistema de formación de haces y en general el back-end del MEXART se ha digitalizado mediante tecnología FPGA para estar en el estado del arte en adquisición de datos de radio. Con la digitalización se cuenta con 64 haces, 63 apuntando a distintas declinaciones fijas al meridiano local y un haz libre que se puede apuntar a cualquier declinación. Los haces pueden observar simultáneamente y aprovechando la rotación de la Tierra, MEXART opera como instrumento de tránsito que puede barrer el radio cielo en 1 día. Se amplió el ancho de banda de 2 MHz a 12.5 MHz, el nuevo ancho está compuesto de 512 canales de 25 KHz que pueden ser seleccionados para poder operar con distintos anchos de banda, y en su caso eliminar interferencias en algunas bandas. El nuevo sistema digital permite también tomar muestras con tiempo de muestreo de hasta 1ms. En este trabajo mostramos diferentes estudios radioastronómicos que ahora se pueden explorar en la banda de 133.5 a 145 MHz con el MEXART. Además de centelleo interplanetario, ahora se pueden incluir diversos estudios de impacto en el clima espacial como estallidos solares (solar radio bursts), seguimiento de regiones activas solares en radio y centelleo ionosférico. En estudios radio astrofísicos en general como identificación y seguimiento de pulsares, reconocimiento de estallidos rápidos de radio (fast radio bursts), elaboración de un catálogo de objetos captado por el MEXART y caracterización del radio cielo con la creación de un mapa de temperaturas a 140 MHz. Mostraremos algunos resultados que se han obtenido respecto a algunas de estas áreas de investigación.

La evolución de diversos jets relativistas a través del medio magnetizado producido por la fusión de dos estrellas de neutrones

La fusión de un sistema binario de estrellas de neutrones puede dar como resultado la emisión de ondas gravitacionales, un medio ambiente altamente denso y magnetizado, y el lanzamiento de un jet colimado y relativista el cual eventualmente produce un destello de rayos gamma corto (SGRB). Si bien, la evolución de un jet-SGRB a través de diferentes medios ha sido estudiada, la evolución a través de un medio magnetizado sigue por ser comprendido en su totalidad. Por lo tanto, para poder entender la importancia del campo magnético del medio, estudiamos la evolución de una serie de jets-SGRB a través de medios con distintos B por medio de simulaciones numéricas relativistas magneto hidrodinámicas bidimensionales. En específico, seguimos la evolución de jets-SGRB con $L_{j}$ y $\theta_{j}$ variables a través de un medio con diferentes distribuciones de $\textbf{B}$ y magnitudes de $\textbf{B}$.

¿Qué determina la estructura del jet de un GRB corto?

El estudio de la estructura del jet relativista de un destello de rayos gamma corto (sGRB) es fundamental porque tiene fuertes implicaciones, tanto en la dinámica del jet como en la emisión que este produce. Después de la fusión de dos estrellas de neutrones un jet relativista muy luminoso es lanzado entre el material de escombros y la emisión en rayos gamma del jet es conocido como sGRB. En el momento en que el jet es lanzado puede adquirir una estructura y morfología inicial que es consecuencia de elementos en el motor central, tales como, el disco de acreción, viento de neutrinos, campo magnético, tiempo en que dura encendido el motor central, etc. La influencia de todos los parámetros sobre el jet no puede ser reproducida al mismo tiempo debido a la complejidad del problema, entonces para el estudio de sGRB típicamente se supone un jet inicial sin estructura (top-hat), sin embargo mucha información sobre la dinámica y estructura final del jet se pierde limitando el conocimiento de los sGRBs. En nuestro estudio, mediante simulaciones numéricas de hidrodinámica relativista especial, hacemos una descripción más completa de los sGRBs. Suponemos tres estructuras iniciales del jet que se imponen a una distancia de $r^{8}\,$cm del motor central. En la charla mostraremos que la estructura inicial final del jet después escapar del material de escobros (breackout) está fuertemente influenciada por la estructura inicial contrario a lo que se supone en modelos estándares. También discutiremos las implicaciones sobre la interpretación en las observaciones de estos eventos mediante los resultados obtenidos con la estructura final de jets estructurados.

El rol de la barra estelar en la alimentación del núcleo activo galáctico B3 1702+457

Los objetos Seyfert 1 son un tipo de núcleo activo de galaxia (NAG) caracterizados por sus fuertes líneas en emisión observadas en su espectro óptico y ultravioleta. Un subtipo de objeto Seyfert es el Seyfert de líneas angostas (NLSy1s, por sus siglas en inglés) que, como su nombre lo indica muestra líneas relativamente angostas (FWHM of Hbeta < 2000 km s^-1), también relaciones de flujo ([OIII]/Hbeta < 3) y fuertes líneas de FeII, lo que sugiere que su agujero negro central es menos masivo que en otras clases de NAGs y por tanto, su tasa de alimentación es mayor. Las propiedades a gran escala de sus galaxias anfitrionas son a menudo invocadas para explicar las mayores eficiencias en la alimentación del agujero negro. Asimismo, se cree que las barras estelares (bandas de estrellas que abarcan de extremo a extremo una galaxia), que son una componente observada en algunas galaxias (y a menudo en las galaxias que hospedan NAG tipo Seyfert) son capaces de llevar grandes cantidades de gas al centro galáctico para alimentar al agujero negro y potenciar al NAG. En este trabajo, utilizamos imágenes profundas de alta resolución en las bandas B y R, tomadas con el Telescopio Nórdico Óptico (NOT, por sus siglas en inglés) y mostramos evidencia observacional de cómo una barra estelar en la NLSy1 B3 1702+457 es capaz de canalizar el gas hacia el centro de la galaxia a través de carriles de polvo revelados después de un cuidadoso modelado morfológico del brillo superficial de las imágenes de la galaxia.

La catástrofe en el infrarrojo: la contradictoriamente alta temperatura de la corona solar

El contradictorio gradiente de las temperatura solar, la corona debería ser de menor temperatura que la superficie, el problema no reside en el generador, pues el Sol genera el espectro completo, generando todas las frecuencias en su núcleo, ahí se efectúan la mayor cantidad de reacciones solares, el problema reside en por qué el Sol distribuye las frecuencias del espectro en las diferentes zonas. El espectro electromagnético no es expresado correctamente sobre una línea. El par: positrón-electrón, genera todo el espectro, pero tiene 3 puntos de inflexión muy bien definidos: El vértice negativo: eléctrico, bajas frecuencias, baja penetración, altas temperaturas: rayos infrarrojos, junto a ese vértice están las radio frecuencias. El vértice positivo: magnético, altas frecuencias, alta penetración, bajas temperaturas: luz ultravioleta, junto a ese vértice están los rayos X y los rayos gamma. En el vértice neutro, electromagnético: luz blanca, Esos 3 puntos de inflexión corresponden a los 3 vértices de un triángulo equilátero, el espectro se debe expresar sobre las aristas de un triángulo equilátero. El arco eléctrico de las soldadoras generan los 3 puntos de equilibrio: infrarrojo-luz blanca-luz ultravioleta. En el experimentum crucis de Newton emergen 2 rayos con sus espectros completos, que son los 2 lados opuestos de la luz, postulados por Étienne Malus, con eso se construyó un patrón de la luz, conformado por 2 triángulos equiláteros, uno por rayo. El Sol y la vela distribuyen su energía de la misma manera y la emiten en frecuencias separadas, el problema estriba en cómo el Sol emite las diferentes frecuencias, el problema no atañe como las genera. Si a la foto de rayos X de la estrella binaria Sirio B, se le sobrepone al patrón la emisión de rayos X, determinan 6 puntos en el patrón, que son la emisión de las altas frecuencias emitidas directamente por el núcleo. Para determinar las bajas frecuencias se trazan a 90° de las altas frecuencias, porque en todos los fenómenos el campo magnético actúa a 90° del campo eléctrico, son emitidas por la corona solar eso explica su elevada temperatura comparada con la superficie solar; explica también que la luz visible que emite la corona solar es muy débil si la comparamos con la emitida por la superficie que es mil millones de veces más intensa. Los vectores eléctricos señalan el límite de la corona y su configuración muestra máximos en la región ecuatorial y en las circunferencias 60° N y 60° S. Se ha demostrado que la corona no siempre está uniformemente distribuida a través de la superficie del Sol; durante el período de mínima actividad del ciclo solar de 11 años, la corona está confinada a la región ecuatorial y en las circunferencias 60° N y 60° S, con orificios coronales en los polos, eso son resultados del diagrama. Los vectores magnéticos generan las manchas positivas, los vectores eléctricos generan las manchas negativas y causan la configuración en los vértices de un cuadrado.

SONDA SOLAR PARKER / Importancia y actualización. Manuel Alvarez Pérez Duarte, Astrofísico Jubilado (Instituto Astronomía, UNAM-Ensenada), Baja California

1_ Hace 60 años, existe duda entender Calentamiento Corona Solar; temperatura en superficie Sol_fotosfera, es 5,500 o_K; unos cientos de kilómetros arriba, Corona Solar, se observan líneas espectrales Hierro altamente ionizado indica la temperatura, es de mas de un millón de o_K ¿Cuál es la razón para explicar fenómeno? 2_ Desde hace años, existe un “Viento Solar” supersónico predicho por el astrofísico E_Parker; ¿cuál mecanismo lo produce; cómo se mantiene? Primeras mediciones del viento solar, obtenidas con satélites rusos-1957; sigue siendo preocupación científica en Física Solar, trata de medir y comprender mecanismo imperante en Atmósfera Solar. **_ Para resolver interrogantes, conocer más la física solar, NASA desarrolló programa espacial desde 2004 . . . programó lanzarse 2015; finalmente, 12-agosto-2018, se lanzó Sonda Solar Parker _SSP * Señalo RESUMEN de principales EVENTOS asociados con importante experimento para conocer Física Solar • Lanzamiento: Cabo Cañaveral 12-agosto-2018 • Perihelios SSP Programa SSP; utiliza siete impulsos gravitatorios con VENUS, poner a SSP en órbita Venus y Sol. • Duración 7 años; 24 perihelios, desde 35.7 Rs_24.8 millones km_primeros 3 acercamientos, hasta 8.86 Rs_6.2 millones km_perihelios 24 y 25. 1 UA=150 millones km • Para frenar SSP, habrá siete sobre_vuelos con VENUS 28-sept-2018; 21-dic-2019; 6-jul-2020; 16-feb y 11-oct-2021; 16-ago-2023; 2-nov-2024. • Cuatro grupos INSTRUMENTOS en SSP; 1._ Instrumentos FIELDS, estudian CAMPOS magnéticos, eléctricos dominantes del VIENTO SOLAR desde superficie Sol hasta todo espacio interplanetario 2._Instrumentos llamados SWEAP, estudian PARTÍCULAS (electrones, protones, partículas alfa), del VIENTO Solar 3._Medición y dinámica partículas energéticas ALTA y BAJA energía en AMPLIO rango energético mide electrones, H, He, otros iones pesados; con instrumento llamado ISʘIS muestra resultados prometedores, en sus componentes_EPI-Low y _EPI-High; 4._Con grupo instrumentos WISPR obtienen imágenes de Corona Solar, y medio interplanetario en vecindad del Astro Rey, RESULTADOS del experimento. • VIENTO SOLAR mucho mas dinámico que desde la Tierra; efectos generan Viento Solar, “borrados o diluidos” por distancia entre Sol y Tierra; • Efecto de LINEAS DE CAMPO se aprecia en espacio interplanetario; se puede observar en análisis de colas de cometas; • Encuentra que LINEAS DE CAMPO de Eyección de Masa Coronal (CME), se mueven en zigzag provocando un efecto de “re-conexión magnética” • Partículas muy energéticas viajan enfrente gran masa acelerada; puede ser advertencia prevenir efectos dañinos pueden causar estos grandiosos eventos de Corona Solar; • ¿Cuál es el mecanismo provoca Corona Solar tenga temperatura ionización elevada? Sigue siendo una pregunta sin resolver, líneas de campo se mueven en zigzag, provoca re-conexión magnética; puede indicarnos que es uno de los principales mecanismos para entender este gran calentamiento.

¿Cómo buscar triángulos de forma eficiente para describir la materia en el Universo?

Algunas de las técnicas utilizadas para entender cómo se distribuye la materia en el Universo son las funciones de correlación. Estas funciones contrastan muestreos de materia (por ejemplo posiciones de galaxias) con muestras distribuidas aleatoriamente. En particular, la Función de Correlación de Tres Puntos (3PCF) Isotrópica puede ser estimada a partir de histogramas que contienen la información de los posibles triángulos que pueden ser construidos con vértices en los datos o en las muestras aleatorias. Usualmente son utilizados catálogos aleatorios de gran densidad de puntos para reducir el ruido estadístico, lo que trae consigo un alto costo de tiempo y cómputo. Muestreos de galaxias de gran volumen de datos como LSST, DESI y Euclid, proveerán muestras de gran tamaño, por lo que urgen técnicas para minimizar los tiempos de cómputo. En este trabajo se exponen tres técnicas para el conteo de triángulos en cajas periódicas sin hacer uso de catálogos aleatorios (detalles en arXiv:2006.05434v2), lo cual representa una reducción significativa en recursos de cómputo. En este trabajo son comparados los resultados obtenidos utilizando esta técnicas.

Agrupamiento de galaxias en grandes censos cosmológicos

En este trabajo se desarrollan herramientas estadísticas para el estudio de la distribución espacial y el agrupamiento de galaxias submilimétricas observadas en censos cosmológicos, en particular, para futuras observaciones con la cámara TolTEC en el observatorio GTM. Se toma como base las posiciones, flujos y corrimientos al rojo de una simulación computacional de más de cien mil galaxias distribuidas en un campo de 1 grado cuadrado. Se desarrolla la función de correlación angular y espacial a partir del estimador de Landy-Szalay (2003). Este estimador se aplica a las fuentes de la simulación con lo que se obtiene información sobre el agrupamiento de estas fuentes en distintas épocas del universo, que además de brindar información sobre la dinámica y estructura del universo, también permite calcular la cantidad de materia oscura sobre la cual se agrupan las galaxias. Con esto se pretende entender y analizar a qué escalas angulares y espaciales se distribuyen preferentemente las galaxias submilimétricas y su evolución. Tomando en cuenta las características de observación del observatorio GTM y la cámara TolTEC, se obtienen resultados para los valores de la función de correlación y para la medida de agrupamiento que se espera medir en futuras observaciones.

Numerical Simulations on Cepheus-E

Presentamos un conjunto de modelos de un jet molecular viajando sobre un medio estratificado en densidad y temperatura. Estos modelos son comparados con las observaciones del outflow producido por la fuente Cepheus E-A y son el resultado de aplicar el código WALKIMYA, un código hidrodinámico axisimétrico de malla adaptativa que resuelve simultáneamente una red de reacciones químicas asociadadas a la formación y destrucción de la molécula de CO. De esta manera hemos logrado reproducir la edad, el ancho, el largo, la tasa de pérdida de masa y la emisividad de la transición $J=2 \to 1$. Además, generamos diagramas posición-velocidad que muestran el mezclado del material inyectado por el jet y el medio interestelar, que también coinciden con la estructura cinética de la región modelada.

Simulaciones rápidas para el modelo SFDM

En este trabajo hacemos uso del modelo Scalar Field Dark Matter (SFDM) para explorar la formación de estructura en el Universo. El modelo SFDM propone que la materia oscura es una partícula tipo bosón muy ligero con una masa de aproximadamente 10^-22 eV cuya interacción con otras partículas es solamente gravitacional. Este modelo tiene un corte natural en el espectro de potencias de masa lineal que se ve reflejado en la supresión de la estructura a pequeñas escalas, lo cual abre la posibilidad de posibles diferencias respecto a LCDM. Se implemento el modelo en un código híbrido que usa la teoría 2LPT para grandes escalas y N-body para pequeñas escalas. Para nuestro análisis se toma el espectro de potencias de masa como observable para realizar una comparación entre los modelos LCDM y SFDM.

Identificación de fuentes galácticas como progenitores de neutrinos de muy altas energías

La astronomía multimensajera ha sido fundamental para poder develar el origen de los neutrinos de altas energías detectados por el observatorio IceCube, así como los mecanismos físicos que los producen. Fuentes galácticas conocidas como PeVatrones son candidatos a producir neutrinos de altas energías. El mecanismo de producción es vía procesos hadronicos vía protón-protón, los cuales producen piones ($\pi$). Los piones neutros ($\pi^{0}$) decaen en rayos gamma de muy altas energías, mientras que cadenas de decaimiento de piones cargados ($\pi^{\pm}$) producen un flujo de neutrinos de altas energías. El observatorio de rayos gamma HAWC ha dado a conocer la existencia de 4 fuentes galácticas capaces de emitir fotones con energías mayores a los 100 TeV. Una de estas cuatro fuentes son; el cangrejo, eHWC J1825-134, eHWC J1907+063 y eHWC J2019+368. Adicionalmente han propuesto a la fuente HAWC J2227+610 de estar asociada con la remanente de supernova G106.3+2.7, candidata a ser PeVatron. En este trabajo se presenta un modelo lepto-hadrónico con el cual se busca modelar la distribución espectral de energía de estas fuentes, así como también estimar un flujo de neutrinos provenientes de estas fuentes y el tiempo de detección necesario para detectar neutrinos por IceCube.

Estimación del flujo de neutrinos de fuentes puntuales detectadas por Fermi-LAT correlacionadas espacialmente con neutrinos tipo “track” detectados por el observatorio IceCube

La asociación del neutrino IC-170922A con el blázar TXS 0506+056 es hasta el momento la primera (y única) asociación de un neutrino de altas energías con una fuente que emite emite rayos gammas de altas energías (GeV-TeV). Está correlación, si bien fue temporal debido a que el instrumento LAT a bordo del satélite Fermi detectó en estado de flare y espacialmente la fuente se encuentra localizada con una incertidumbre <0.1º de la dirección del cielo donde fue localizado el neutrino, estudios realizados por IceCube sobre datos históricos en esa dirección del cielo, muestran en 2014 la presencia de un flare de neutrinos con una duración de 3 meses con apenas 3$\sigma$ por encima del fondo de neutrinos, sin mostrar una actividad en su contraparte electromagnética como la detectada en 2017. En este trabajo se estudian todas las fuentes puntuales reportadas por Fermi-LAT en su tercer catálogo (3FGL) cuya posición espacial se encuentra dentro de la región de incertidumbre de los neutrinos “track” detectados por IceCube. En la cual se asume un modelo lepto-hadrónico para describir la distribución espectral de energía de dichas fuentes, con ello, se predice un flujo de neutrinos proveniente de esas fuentes y se estima el tiempo de observación necesario para que IceCube pueda detectar un neutrinos de esas fuentes.

Búsqueda Sistemática de Radiogalaxias del Tipo Remanente

Las radiogalaxias evolucionan desde fuentes compactas eyectando chorros de partículas relativistas, los cuales al estar activos y colisionar con el medio intergaláctico, suelen crear hotspots fáciles de detectar, típicamente muy alejados del huésped óptico. Con el tiempo se inflan los lóbulos, y tras terminar la actividad en el núcleo y la consecuente falta de suministro de energía, los hotspots desaparecen y los lóbulos expanden hasta desaparecer por debajo del nivel de detección de radiointerferómetros modernos. Para constreñir el tiempo necesario de esta 'muerte' de radiogalaxias, es necesario cuantificar la fracción de radiogalaxias del tipo 'remanente', de los cuales hasta ahora sólo se han detectado ni un centenar. En una primera fase de este trabajo se seleccionaron del catálogo de radiofuentes del NVSS de manera automatizada unos 350 pares de fuentes extendidas que apuntan dentro de cierto ángulo uno al otro. Con base en rastreos de mejor resolución angular (TGSS, FIRST, VLASS) se determinó su naturaleza como fuente física, su huésped y redshift y por tanto su tamaño lineal. Resultaron 160 radiogalaxias remanentes con lóbulos difusas y hotspots ausentes al menos en uno de sus dos lados. El éxito de la selección automatizada nos motivó a una segunda fase del proyecto, extendiendo el método a lóbulos más desalienados, distancias mayores entre ellos, y a rastreos de menor frecuencia, pero mayor resolución angular, el TGSS, encontrando otra cantidad similar de radiogalaxias remanentes como en la primera fase. Resultados sorprendentes son que aproximadamente la mitad de los objetos aún tienen radionúcleo activo (detectado) y un tercio muestra grandes diferencias entre sus dos lóbulos (p.e. uno completamente difuso y otro mostrando restos de un hotspot), y por otro lado casi ningún objeto en 'renacimiento' (p.e. una fuente doble compacta coincidente con su huésped. Con nuestro método comprobamos que se pueden encontrar estos objetos eficientemente por medio de imágenes existentes desde hace 20 años y no solamente a muy baja frecuencia con novedosos arreglos interferométricos como LOFAR o MWA.

Detección y análisis de estallidos de radio Solares mediante el espectrómetro CALLISTO del Intituto de Geofísica, UNAM

Los estallidos de radio Solares, son eventos relacionados con diversos fenómenos que, a su vez, están asociados a la actividad Solar: regiones activas, fulguraciones, protuberancias de tipo eruptivo y EMCs que se producen a diferentes niveles de nuetro Sol. Dependiendo de su duración, intensidad y frecuencia, podemos clasificarlos en cuatro grupos principales: Tipo I, II, III y IV siendo los tipos II y III los de interés para este trabajo. E-Callisto, es un espectrómetro que trabaja en la banda de 45 a 840 MHz que cuenta con un receptor tipo heterodino y su aplicación esencial radica en la observación y detección de dichos estallidos de radio para el monitoreo del clima espacial. El análisis y procesamiento de las señales obtenidas a las frecuencias mencionadas con el espectrómetro del Instituto de Geofísica, resultan un problema complejo debido al ruido producido por la cercanía con otras fuentes de radio de origen humano. En el presente trabajo, se muestra un análisis y procesamiento detallado de las señales detectadas durante los ultimos tres años: de 2018 a 2020. Dicho análisis, incluye la caracterización de las fuentes de radio que producen las señales, la medición del flujo solar y, por último, la caracterización técnica del E-Callisto. Keywords: E-Callisto, estallidos de radio solares, señales.

Estudio de las galaxias submilimétricas que son mejores candidatas a tener altos $z$, observadas con AzTEC/ASTE a 1.1mm en el campo sin sesgo GOODS-S

Las galaxias submilimétricas (submm) ofrecen una oportunidad para investigar el rol del polvo y gas molecular en la formación estelar extrema a altos $z$ ($z>$4) así como entender la evolución de las galaxias más masivas. La identificación robusta de una muestra representativa de esta población es necesaria para entender sus propiedades físicas y poder medir su contribución al diagrama de la densidad de la tasa de formación estelar cósmica, entre otras observables. Algunos seguimientos fotométricos individuales de alta resolución ($\le$ 2 arcsec) y alta profundidad (1$\sigma \le$ 1 mJy a $\lambda \gt$850$\mu$m) han permitido distinguir las propiedades de las diferentes galaxias débiles que se habían mezclado en los censos submm de baja resolución ($\gt$15 arcsec) para formar una sub-población significativa de galaxias brillantes. Por otro lado, aunque el número de confirmaciones espectroscópicas de galaxias submm va en aumento, no son suficientes para constrenir la densidad de esta población a altos $z$. Además, las técnicas de selección populares (como las fuentes seleccionadas por tener su pico de la SED a 500$\mu$m, por ser muy rojas o por ser amplificadas) podrían estar subestimando a esta población para altos $z$ dados los límites de detectabilidad de los instrumentos. De esta manera, es importante identificar las galaxias submm brillantes a $\lambda \gtrsim$850 $\mu$m (en estas bandas, las densidades de flujo son practicamente independientes de $z$) pero no detectadas en las bandas de SPIRE/Herschel (250, 350 y 500 $\mu$m) que pueden ser buenas candidatas a tener altos $z$ y que no se han estudiado muestras grandes de manera rigurosa en la literatura. El objetivo de este trabajo es identificar fuentes AzTEC a 1.1mm que no tienen contrapartes en las bandas SPIRE en el campo GOODS-South a través de un análisis de contrapartes ALMA. Usamos radios de búsqueda de alta confianza obtenidos de simulaciones y complementamos este estudio con nuestro análisis de contrapartes radio-IRAC-CANDELS realizado previamente en otro trabajo. Las observaciones ALMA de alta resolución (<1 arcsec) nos permiten distinguir las fuentes brillantes que se rompen en varias componentes más débiles de las que son intrínsecamente brillantes. Además, algunas de estas fuentes ALMA ya han sido identificadas previamente en la literatura. En mi charla les presentaré los avances de esta investigación, situándola en su respectivo contexto.

Estudio de He II $\lambda$ 4686 en la región H II NGC 346

Los modelos de síntesis de poblaciones estelares enfrentan dos retos que tienen que ver con las líneas de emisión de He II $\lambda$4686 (óptico) y He II $\lambda$1640 (ultravioleta, UV). El primer reto es la reproducción del ancho equivalente de estás líneas de He II estelar ancha (FWHM~1000 km/s) que se observa en algunos espectros integrados de galaxias con formación estelar y sin AGN. Esto revela lagunas en nuestro entendimiento de la evolución de las estrellas masivas y constituye un problema si se quiere determinar el contenido en estrellas masivas a partir de éstas líneas. Con el fin de obtener mejores interpretaciones de observaciones de la línea de He II 𝜆4686 (óptico) que no están espacialmente resueltas, en este trabajo, se realizó un estudio de esta línea de He II en NGC 346, la cual es la región HII más brillante de la Nube Menor de Magallanes. Se usaron observaciones de rendija larga, tomadas con el Focal Reducer Low Spectrograph (FORS1), del Very Large Telescope (VLT) en Melipal, Chile. La rendija fue puesta en tres diferentes posiciones de la región H II, y posteriormente seccionadas en 34, 32 y 31 zonas, de las cuales se obtuvieron sus respectivos espectros, teniendo así 97 espectros. Una vez hecha la corrección por desplazamiento al rojo y extinción, se ajustaron funciones gaussianas a la línea de emisión He II $\lambda$4686 de cada espectro. Se encontró un FWHM ~700 km/s en uno de ellos. Se uso las compilaciones de estrellas masivas de Dufton, et al. (2019) y estrellas tipo WR de Massey, P. et al. (2003) para comparar con nuestros resultados. Encontrando una importante discrepancia con la clasificación de Dufton, et al. (2019). Adicionalmente se realizó un conteo de estrellas WR en la región, con la línea de He II $\lambda$4686, encontrando un conteo bajo de estrellas WR debido a una perdida de flujo de dicha línea por el posicionamiento de las rendijas.

Deep learning atmospheric filtering for ground-based millimeter astronomy

In ground based millimeter astronomy, the structured noise caused by atmospheric turbulence is still the major challenge for data processing and calibration. Classical statistical methods force the astronomer to make an uncomfortable decision, either to content herself with a noisy map or to erase valuable astrophysical information. We introduce a novel and experimental approach based on deep learning neural networks to clean the highly structured noise recorded by the atmosphere in time domain. Neural networks allow us to abstract the temporal data into a highly non-linear representation where the noise patterns are easier to handle. We implement an architecture composed of long-short term memory cells along with an incremental training strategy that reports an enhanced signal-to-noise ratio that is unchallenged by classical methods. This proof of concept is scalable to the big data requirements of modern astronomy, in which, instruments like MUSCAT and TolTEC on board of the Large Millimeter Telescope are headed to revolutionize our understanding of the high redshift universe.

Función inicial de masa estelar estocásticamente poblada: Análisis de modelos con gas y de observaciones de HST

Analizamos fotometría NUV, U, B, V e I de cúmulos estelares de baja masa (<$10^4 ~M_{\odot}$) localizados en la galaxia espiral NGC 7793. Las observaciones se obtuvieron con el telescopio espacial Hubble. Para el análisis utilizamos modelos de síntesis de poblaciones (MSP) en donde la función inicial de masa estelar (FIM) está estocásticamente muestreada. Investigamos el efecto de incluir la contribución del gas ionizado en la fotometría sintética. Derivamos la masa en estrellas, edad y extinción de los cúmulos observados vía inferencia bayesiana. Encontramos que: i) el gas juega un papel significativo en los filtros V e I a edades de $1~ Myr$, para cúmulos de <$10^4 ~ M_{\odot}$ y ii) MSP estocásticos pueden explicar observaciones de cúmulos de baja masa y aislados en la galaxia NGC 7793. Mostramos que cuando se emplean modelos en donde se han hecho aproximaciones a la contribución del gas ionizado, las edades, masas y extinciones determinadas para los cúmulos estelares son similares a las que se obtienen utilizando modelos con un modelo completo de fotoionización. Los resultados que se presentan son los de una tesis de maestría.