Cosmic alchemy in the era of gravitational wave astronomy

The source of about half of the heaviest elements in the Universe has been a mystery for a long time. Although the general picture of element formation is well understood, many questions about the astrophysical details remain to be answered. Here I focus on recent advances in our understanding of the origin of the heaviest and rarest elements in the Universe.

MHD Simulations of Type I X-ray Bursts

When matter accreted on neutron stars explodes unstably, it releases huge amounts of X-ray in thermonuclear flashes called Type I Bursts. These bursts can reveal key features of nuclear reactions, but they also offer a window on the physics of the interior of neutron stars, from the crust to the core, the composition of which is still under active investigation. However, to extract this information from the burst lightcurves we first need detailed models of the flame mechanisms at play on the surface. In this talk I will discuss the progress in our understanding of these mechanisms and their link to the various aspects of the neutron stars, focusing especially on the MHD simulations which proved fundamental to our current knowledge

Galaxias en 3D: Resolviendo espacialmente la evolución del universo

Proyectadas en el cielo, las galaxias son objetos espacialmente resueltos. Para entender cómo las galaxias, los bloques básicos que constituyen el universo, se formaron y evolucionaron, es necesario estudiar sus propiedades de una manera espacialmente resuelta. En esta charla describiré las relaciones de escala entre propiedades de las galaxias que constituyen la base observacional para poder entender los procesos físicos que explican la evolución galáctica, con especial énfasis en las galaxias de disco. Primero describiré las relaciones obtenidas a partir de observaciones integradas, posteriormente describiré las relaciones de escala obtenidas para escalas de kpc usando muestras grandes de datos de espectroscopia de campo integral (IFS, por sus siglas en inglés). La existencia de estas relaciones de escala locales y su gran similitud con las relaciones integradas indican que los procesos físicos más relevantes que explican la formación y evolución de las galaxias tienen preferentemente un origen local.

El Gran Telescopio Milimétrico y la instrumentación para la nueva generación del Telescopio del Horizonte de Eventos (ngEHT)

Las primeras observaciones del entorno de un agujero negro supermasivo en escalas comparables con el horizonte de eventos fueron publicadas por la colaboración del telescopio del horizonte de eventos (EHT) en 2019. En esta imagen se detectó una región de emisión en forma de anillo, la cual es consistente con la existencia de una esfera de fotones producida por la deformación del espacio tiempo de un agujero negro descrito por la métrica de Kerr. El análisis de estas observaciones permitió establecer restricciones independientes a la masa total y al spin del agujero negro, así como descartar algunos tipos de objetos compactos supermasivos. Aunque esto representa un hito para la investigación en astronomía y en física fundamental, la configuración actual del EHT no es suficiente para establecer con certeza los mecanismos de inyección de energía al chorro de material relativista o distinguir entre métricas que impliquen modificaciones a la teoría de la relatividad general. Por esta razón, se está diseñando la nueva generación del telescopio del horizonte de eventos (ngEHT). El ngEHT propone incrementar el número de estaciones dentro de la red para mejorar la cobertura del plano u-v así como realizar observaciones simultáneas en 230 y 345 GHz. Lo anterior, permitirá incrementar la sensibilidad del arreglo y la capacidad de realizar imágenes dinámicas de M87* y SgrA*. En esta charla se describirán las actualizaciones planeadas para la instrumentación y los subsistemas del Gran Telescopio Milimétrico (GTM) que permitirán consolidar al GTM como una estación de referencia dentro del ngEHT.

The EDGE-CALIFA survey: the local and global relations between Σ*, ΣSFR, and Σmol that regulate star formation

We present a new characterization of the relations between star-formation rate, stellar mass, and molecular gas mass surface densities at different spatial scales across galaxies (from galaxy-wide to kpc scales). To do so, we make use of the largest sample combining spatially resolved spectroscopic information with CO observations, provided by the Extragalactic Database for Galaxy Evolution (EDGE)-Calar Alto Legacy Integral Field Area (CALIFA) survey, together with new single-dish CO observations obtained by the Atacama Pathfinder Experiment (APEX). We show that these relations are the same at the different scales explored, sharing the same distributions for the explored data, with similar slope, intercept, and scatter (when characterized by a simple power law). From this analysis, we propose that these relations are the projection of a single relation between the three properties that follows a distribution described well by a line in three-dimensional parameter space.

Estudio de la variabilidad observada en la fuente MAXI J1807+132, vista desde el Observatorio Astronómico Nacional de la UNAM

MAXI J1807+132 es un sistema binario de rayos X compuesto por una estrella de neutrones y una estrella de baja masa tipo Solar, clasificándose entonces como un sistema binario de baja masa (Low Mass X- ray Binary). Fue descubierto el 13 de Marzo de 2017 por el Monitor of All-sky X-ray Image (MAXI). Desde el 2017 hasta la fecha se han estado haciendo distintos estudios a este sistema en diferentes rangos del espectro electromagnético utilizando una gran variedad de instrumentación alrededor del mundo a fin de obtener una mejor caracterización del sistema. Una particularidad de la fuente MAXI J1807+132 es que su brillo no es permanente como en la mayoría de las estrellas en el cielo. Este tipo de objetos astronómicos denominados transitorios, sólo son observables cuando se encuentran en etapas de abrillantamiento, o "outburst" (en inglés). Durante un outburst registrado en Septiembre del 2019, se comenzó una campaña de observación utilizando el telescopio robótico COATLI de 50 cm ubicado en el Observatorio Astronómico Nacional en la Sierra San Pedro Mártir. En dichas observaciones, en el rango óptico, se detectó una inusual y abrupta caída en el brillo de esta fuente. En este trabajo presentaré los resultados del análisis preliminar de los datos obtenidos en la campaña mencionada a fin de poder caracterizar el extraño comportamiento y variabilidad de la fuente, a través de la elaboración de curvas de luz de corto y largo periodo. Con esto se pretende entender esas extrañas anomalías del brillo y dar una explicación consistente para este fenómeno.

Explicando la emisión de rayos gamma de M87 a través de los datos de HAWC y la campaña multifrecuencia simultánea a las observaciones del Event Horizon Telescope (EHT)

M87 es una radio galaxia gigante cuyo agujero negro supermasivo fue observado por el Event Horizon Telescope (EHT) a 1.3 mm, generando la primera imagen de dichos objetos. Recientemente fueron publicados los resultados de una campaña multifrecuencia simultánea a estas observaciones. El observatorio de rayos gamma HAWC también tomó datos durante el periodo que duró esta campaña. En este trabajo se utiliza la SED de M87 obtenida durante las observaciones del EHT incluyendo por primera vez los datos de HAWC y combinando todas las observaciones para probar un escenario físico lepto-hadrónico que busca explicar la emisión en muy altas energías de esta radio galaxia.

DDOTI Observations of the Advanced LIGO and Advanced Virgo O3 Campaign

We present the compendium of optical follow-up observations carried out by the DDOTI telescope during the Advanced LIGO/Advanced Virgo Observing Run 3 (O3) campaign. DDOTI followed-up about 52\% of the gravitational-wave candidate alerts, i.e. 29 out of 56 candidates, 28/53 non-terrestrial candidates. DDOTI responds to a GW alert in a couple of minutes and covers about 80 deg$^{2}$ per visit. We performed follow-up observations in the highest probability region from the {\sc Bayestar/LALInference} map, covering 200 deg$^{2}$ within 4 hours. In this work we compared the upper limits obtained from our DDOTI-LIGO O3 follow-up campaign with observations of the electromagnetic counterpart of GW 170817A/AT2017gfo, the only gravitational wave signal with an electromagnetic counterpart, the theoretical kilonova predicted through different models and 36 short gamma-ray burst, "the electromagnetic counterpart of gravitational waves", with redshift determinations.

A first study of the host galaxy stellar populations with the BHM/SDSS-V and MaNGA

We will present a first study of the stellar population of AGN host galaxies. We will use optical data from the MaNGA and the Black Hole Mapper from the SDSS-IV and SDSS-V surveys. For that objective, we will use 7,000 AGN galaxies observed with the BHM within a redshift range of 0.1 to 0.9 and 400 AGN galaxies observed with MaNGA within a redshift range of 0.01 to 0.1. We will perform a set of stellar population synthesis and disentangle the non-thermal component (if it exists) from the host galaxy. The analysis tries to retrieve the host galaxies' star formation rates, star formation histories, quenching times, ages, synthetic colors, stellar masses, etc., for the host galaxies. And finally, if there is evidence of a possible impact in the star formation efficiencies on the AGN host galaxies along the retired, green valley, and star formation main sequence.

Observaciones de núcleos activos de galaxias con HAWC

El observatorio de rayos gamma HAWC ha realizado un censo de dos terceras partes del cielo, el cual ha permitido hacer un seguimiento de la emisión a largo plazo de núcleos activos de galaxias (AGN) en energías de TeV. Este seguimiento consistió en el estudio de 136 AGNs del catálogo 3FHL ($E> 10\,\rm GeV$) de Fermi-LAT ubicados a una distancia $z<0.3$, confirmando las detecciones claras de Markarian 421 y Markarian 501 reportadas anteriormente por la colaboración HAWC. En este trabajo presentamos los resultados del análisis de HAWC de otros AGNs detectados previamente por telescopios Cherenkov atmosféricos, como la radiogalaxia M87 y los objetos BL Lac VER J0521+211 y 1ES 1215+303.

Exploring the impact of the Star Formation in the Mass-Metallicity relation at global scales

We explore the Mass-Metallicity relation (MZR) for ~900 nearby galaxies using integrated properties from the extended version of the CALIFA integral field spectroscopy data. We focused on exploring the best mathematical form that describes the observed MZR through different functional forms and different statistical environments. To test the goodness of the fit of the MZR, we identify the function that yields the smallest scatter in its residuals. We use this residual to explore possible secondary relations of the MZR with other observables (e.g., SFR, Gas mass, gas fraction, and morphology). Among other results, we note a significant lack of an anti-correlation between these residuals and the SFR, in contrast to previous studies.

Estudio de la correlación entre emisiones de rayos-X y rayos-gamma de TeV en blazares

La distribución espectral de energía (SED) en blazares se modela comúnmente en el esquema leptónico de una zona, como emisión de sincrotrón auto-inducida (Sincrotrón Self-Compton, SSC), en donde se espera una fuerte correlación entre emisiones de rayos gamma de TeV y rayos-X suaves. Diversos autores han realizado estudios en blazares con emisión prominente en estas dos bandas espectrales de energía en tiempos simultáneos para estudiar la variabilidad común de flujo, reportando, cuando existen, correlaciones de tipo lineal. En este trabajo se presentan correlaciones preliminares de una muestra de blazares a un z < 0.1 que presentan una tendencia no lineal. Los resultados se discuten entorno a los diferentes modelos propuesto en la literatura. Este proyecto fue realizado gracias al apoyo del proyecto PAPIIT IG101320.

Búsqueda de compañeras planetarias de enanas blancas con XMM-Newton

Utilizamos todas las observaciones disponibles en el archivo del satélite de rayos X, XMM-Newton, de enanas blancas aparentemente solitarias. Esto con el fin de buscar compañeras sub-estelares, particularmente, planetas. Encontramos más de 2 Ms de observaciones en 116 enanas blancas, de las cuales estudiamos su variabilidad en rayos X duros. Encontramos cuatro casos de enanas blancas con una emisión variable que puede ser explicada por la presencia de un planeta tipo Júpiter.

Choked accretion: from Bondi accretion to bipolar outflows

When a spherically symmetric accretion flow on to a massive object is perturbed by imposing a small-amplitude, large-scale density gradient, the resulting flow can change dramatically into an inflow-outflow configuration. In a series of recent works, based on both analytic modelling and numerical hydrodynamic simulations, we have found a flux-limited accretion regime in which, in the presence of a small equator-to-poles density gradient, the incoming material can choke at a gravitational bottleneck and the excess flux be redirected as a bipolar outflow. The threshold value for the incoming mass accretion rate determining whether or not the flow chokes has been found to be of the order of magnitude of the corresponding Bondi accretion rate. The choked accretion model offers an appealing connection between large-scale accretion flows and the resulting outflow properties, such as velocities and total mass ejection rates. In this talk, I will review this mechanism and discuss how it applies both in the Newtonian and relativistic regimes as well as for rotating and non-rotating black holes. I will also discuss its applicability as a jet-launching mechanism in different astrophysical settings such as YSOs, GRBs, and AGNs.

Learning Cosmology with the largest map of the universe: transitioning between stage III and IV dark energy experiments

During the last two decades, Sloan Digital Sky Survey (SDSS) has been operating a succession of spectroscopic surveys: SDSS I-II, BOSS and eBOSS, all of them driven by the same science goal of decrypting the mysterious cosmic expansion. In this seminar I will present the final measurements of eBOSS that represents a culmination of 20 years of spectroscopic surveys under the umbrella of SDSS.The eBOSS final analysis is the most comprehensive analysis of the largest three-dimensional map of the Universe ever created, filling in the most significant gaps in our possible exploration of its history. I will present the cosmological consequences of the eBOSS measurements and the impact of the stage III dark energy experiments in the cosmological constraints. In the second part of my talk I will talk about the Dark Energy Spectroscopic Instrument (DESI), the first stage IV ground-based dark energy experiment. DESI will revolutionize dark energy constraints improving the precision by at least one order of magnitud current stage III experiments. I will review the DESI dark energy experiment that had turn on the first light in Fall 2019, has carried on their survey validation programs this year, and started this summer the first year of his science survey programmed to be finished by next year 2022. I will review DESI survey, the current status and a summary of the forecast for the key observables of the survey (BAO and RSD).

Cúmulos y Grupos de Galaxias en el Universo Local

Las innovaciones tecnológicas de las últimas décadas nos han permitido avanzar bastante en el estudio de los sistemas (grupos y cúmulos) de galaxias y la Estructura a Gran Escala (EGE), especialmente en dirección al pasado remoto del Universo. Hoy ya están disponibles, p. ej., muchas muestras de cúmulos en altos redshifts, con informaciones cubriendo la mayor parte del espectro electromagnético. Sin embargo, “de lejos” estamos limitados por distintos efectos observacionales, como el sesgo de Malmquist, las reducidas muestras con redshifts espectroscópicos, la baja exactitud de redshifts fotométricos, la corrección K, entre muchos otros, que impiden que tengamos muestras que cubran todas las propiedades importantes de esos sistemas, incluyan a sistemas de bajas masas o poco luminosos en rayos-X, cuenten con un número grande de galaxias miembros confirmadas, etc. Así, sigue siendo muy importante el estudio de cúmulos y grupos de galaxias del Universo Local, para los cuales podemos obtener informaciones únicas y complementarias a las obtenidas de observaciones profundas. En ese sentido, hemos estudiado a muestras de sistemas de galaxias cercanos a nosotros, limitadas a z ~ 0.15, con estudios que comprenden desde un análisis dinámico amplio, con gran cantidad de miembros confirmados espectroscópicamente, hasta el mapeo de la EGE en la cual están inmersos, definiendo su ambiente. Presentaré algunos resultados relevantes de esos estudios, especialmente respecto a la estructura interna de los sistemas, su estado dinámico medido a partir de estimaciones de entropía, y la co-evolución de sus galaxias dominantes centrales.

Reconstrucción arqueológica de la evolución global y radial de las galaxias Elípticas

Las galaxias Elípticas son objetos extremos de la secuencia morfológica de Hubble. Son las galaxias con poblaciones estelares más viejas, menos fracción de gas frío e indicios de violentos procesos dinámicos en su pasado, aquellos que seguramente imprimieron su morfología y extinguieron su formación estelar. Existen varias cuestiones abiertas en cuanto a su evolución. ¿Cómo fue su historia de formación estelar global y local? ¿Cuándo y en función de qué se transformaron en esferoides y empezaron a extinguir su formación estelar? ¿Cómo fue su historia de ensamblaje radial de masa estelar y qué rol jugaron las fusiones secas? ¿Fueron realmente galaxias muy compactas en el pasado (red nuggets) que luego crecieron de adentro hacia afuera en sus partes más externas por fusiones menores? En esta plática presentaré resultados empíricos que intentan responder a estas preguntas haciendo uso de la muestra más depurada de galaxias Elípticas del catastro espectroscópico MaNGA y de la aplicación del método de registro fósil (Pipe3D concretamente).

Simulaciones numéricas de jets estructurados en 3D para destellos de rayos gamma largos

Los jets relativistas explican la propagación y emisión de los destellos de rayos gamma (GRBs). Estos eventos son producidos después del colapso de una estrella masiva o la fusión de dos estrellas de neutrones. Estudios recientes han mostrado que el medio donde el jet comienza su propagación tiene implicaciones importantes sobre evolución del GRB y por lo tanto en su emsión. Sin embargo quedan parámetros por estudiar que son importantes como la estructura o morfología inicial del jet cuando inicia su lanzamiento. Por otro lado, la mayoría de los estudios con simulaciones numéricas se han desarrollado con simulaciones 2D perdiendo detalles de la dinámica del jet. En la charla presentaré resultados de simulaciones de jets en 3D y discutiré la importancia de la estructura inicial del jet relativista para los GRBs.

2D Surface Brightness Modelling of Large Galaxies: Photometry, Structural Parameters and Black Hole Scaling Relations

We have studied a sample of 101 bright 2MASS galaxies, whose morphologies span from early to late-types. We have generated estimates for structural parameters through two-dimensional (2D) surface brightness photometric decomposition in the $J$, $H$ and $K_s$ bands using data from the Large Galaxy Atlas (LGA). We have also measured total magnitudes, concentration indexes, effective radii, among other parameters. Our results are in agreement with previous one-dimensional studies. Furthermore, we address the flux underestimation issue for 2MASS galaxy photometry, which is related to the sky over-subtraction in the LGA mosaics around bright galaxies. Thus, we also used 2MASS image tiles and we have compared between these two approaches. We showed that the total magnitude of early-type galaxies using LGA images are $\sim$0.35 mag dimmer; however, this deficit is not seen for late-type galaxies. By combining these structural parameters with scaling relations and kinematic data, we separated classical bulges from pseudobulges. Hence, we found that $\sim$40$\%$ of the objects in our sample are classified as pseudobulges. Our findings also confirm previous trends in the distribution of parameters such as S\'ersic index and $B/T$ ratio for bulge types. In addition, we evaluated some scaling relations among global galaxy properties, as well as their interrelation with Supermassive Black Holes also in the context of bulge types. For instance, the Fundamental Plane and its projections are recovered, as well as other relations such as the Colour-Magnitude (CMR), Tully-Fisher, among others. We found that the CMR can be used as a classifier for bulge types. Besides, we see that classical bulges follow the same relations as elliptical galaxies, while pseudobulges tend to fall as outliers. For the scaling relations for SMBHs, we found that pseudobulges host low-mass SMBHs, as well as that for a reduced sample of pseudobulges, they apparently follow BH scaling relations.

Caracterizando la población de galaxias rojas de $Herschel$ con el GTM

Presentamos resultados, recientemente aceptados para su publicación en MNRAS, derivados de observaciones a 1.1mm con la cámara AzTEC del Gran Telescopio Milimétrico Alfonso Serrano (GTM), de ~100 candidatos de galaxias luminosas con formación estelar oscurecida por polvo a alto corrimiento al rojo. La muestra fue seleccionada a partir de sus colores infrarrojos de $Herschel$/SPIRE ($S_{250\mu\rm{m}}$$<$$S_{350\mu\rm{m}}$$<$$S_{500\mu\rm{m}}$). La resolución angular del GTM (FWHM $\sim 9.5"$ en su configuración de 32m de diámetro) muestra que $9\%$ de las fuentes detectadas se dividen en múltiples componentes. Esta fracción puede ser aún mayor ($>23\%$) si algunas de las fuentes no detectadas corresponden a sistemas múltiples, como sugieren los datos. Combinando las observaciones de AzTEC con las densidades de flujo de $\textit{Herschel}$, corregidos por multiplicidad, derivamos corrimientos al rojo fotométricos, luminosidades infrarrojas y tasas de formación estelar. Nuestros resultados indican que $\sim85\%$ de las fuentes AzTEC asociadas a fuentes $\textit{Herschel}$ se encuentran a $z>3$, mientras que el $\sim33\%$ está a $z>4$. Esto corresponde a un límite inferior en la densidad espacial de galaxias ultra rojas a $4 < z < 6$ de $\sim3\times10^{-7}\, \textrm{Mpc}^{-3}$ con una contribución $\gtrsim 8\times10^{-4}\, \textrm{M}_\odot \textrm{yr}^{-1} \textrm{Mpc}^{-3}$ a la formación estelar obscurecida por polvo. 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 a etapas tempranas de fusión de las mismas. Además, presentamos corrimientos al rojo espectroscópicos $\gtrsim 4$ para seis galaxias de nuestra muestra, derivados a partir de observaciones a 3mm con el RSR.

Surfing the space-time: boosted-frame simulations of gamma-ray bursts

Since the discovery of the GRB 170817A different models have been proposed to fit the observations. Usually these models start when the jet moves with a Lorentz factor of 30 and assume the Blandford & McKee analytical solution for higher Lorentz factors. This assumption underestimates the flux measurement at early times in the light curves. In this work, we performed numerical simulations of a jet top-hat moving with an ultra-relativistic Lorenz factor (> 100) in a boosted-frame. The boosted frame moves in the direction of propagation of the jet, such that a jet with a Lorentz factor of 100 in the lab frame, moves with a Lorentz factor of 7 in the boosted frame.By using a different system of reference, ultra-relativistic jets can be solved much more efficiently and numerical problems are reduced. Finally, we show that the light curves calculated with these simulations shows an increase in the emission at early times, due to the lateral expansion of the jet.

Constraining cosmological parameters with H II galaxies

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

Physical and morphological properties of faint submillimeter galaxies and optically selected star-forming galaxies in the EGS field

We present a demographic analysis of the physical and morphological properties of 450 and $850~\mu$m-selected faint submillimeter galaxies from the SCUBA-2 Cosmology Legacy Survey with a comparison sample of optically-selected star-forming galaxies detected in the Cosmic Assembly Near-infrared Deep Extragalactic Legacy Survey in the Extended Groth Strip. Faint submillimeter galaxies trace the main sequence of star-formation: we find 42% of them above $1\sigma$ of the main sequence and only 2% above $3\sigma$. However, 33% of these galaxies have at least 3 times the SFR of the star formation main sequence at the corresponding stellar mass and can be classified as starbursts. These faint submillimeter galaxies have a factor of $\sim 12$ larger masses and a factor of $\sim 2$ larger $H$-band effective radii than optically-selected star forming galaxies in the field, with 50% larger sizes at 2<z<3 for same stellar mass galaxies. Both populations show an increase of the concentration parameter that describes their $H$-band morphology towards lower redshifts at 0.2<z<4. The non-parametric CAS morphology indicators show similar behaviour for both populations. These findings further support the claim that faint submillimeter galaxies are mostly a population of massive dust-obscured disk-like galaxies that develop larger bulge components at later epochs.

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

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

Characterization of synthetic panoramic surveys at submillimeter wavelength of the large scale structure

We construct a cosmologicaly motivated simulation of the Dusty Star-Forming Galaxies (DSFGs) population to characterize future panoramic surveys. The above allow us to study the submillimeter galaxies (SMGs; a subset of the DSFGs), which contain a lot of dust and have star formation rates greater than 100 M$_{\odot}$yr$^{-1}$, high infrared luminosities $>$10$^{12}$ L$_{\odot}$ and are found mainly at $z$=2-3. Our simulation covers an area of 100 deg$^{2}$ of the sky at $z$ = 0-7 and it is based on a dark matter simulation (N-body). The aim is that our synthetic surveys contain information about the large scale structure of the Universe to study the spacial distribution of the SMGs and their intrinsic properties. We present the results of the characterization of different simulated areas that are compared with some observations at submillimeter wavelengths. Our simulations are in good agreement with the observations. Taking advantage of our large simulation, we generate synthetic observations of the future extragalactic legacy surveys that will be carried out with the TolTEC camera on the LMT. These allow us to make predictions and better understand the systematics that will affect the future TolTEC/LMT observations.

Restricciones en la emisión de rayos gamma de muy alta energía de GRBs cortos con HAWC

Los destellos de rayos gamma (GRBs) se encuentran entre las fuentes más luminosas del universo. La naturaleza de su emisión a energías de TeV es uno de los temas abiertos más importantes relacionados con su estudio. Debido a su gran campo de visión y ciclo de trabajo, HAWC es un observatorio ideal para estudiar fenómenos transitorios en el régimen de energías de TeV y así probar diferentes hipótesis asociadas a la duración y al distribución espectral de los destellos . Para una muestra de GRBs cortos entre diciembre de 2014 a Julio 2020, los cuales fueron detectados por los satélites Fermi y Swift, presentamos límites superiores (con un nivel de confianza de 90%) a la emisión de rayos gamma en el rango de energías de 80 a 800 GeV. Usando dichos límites, restringimos el espacio de parámetros microfísicos ($\epsilon_{B}$ y $\epsilon_{e}$) y la densidad interestelar para el modelo sincrotrón auto-Compton. En particular, se presentan los resultados para los destellos GRB 170206A, GRB 181228A y GRB200514A. Este proyecto fue realizado gracias al apoyo del proyecto PAPIIT IG101320.

The Vera C. Rubin Observatory Legacy Survey of Space and Time (LSST): Perspectivas y Retos de la participación Mexicana

En esta charla presentaré el estado actual del grupo de participación mexicana dentro de la colaboración LSST así como las oportunidades para la comunidad mexicana a corto plazo.

Message in a Bottle: unveiling the Magneto-ionic complexity of AGNs through Faraday tomography

Active Galactic Nuclei (AGN) are powerful astrophysical objects, emitting powerful relativistic jets which emit synchrotron radiation. Strong magnetic field plays a fundamental role for their formation, collimation and evolution in a form of helical magnetic field. A powerful tool for the study of the magnetic field configuration is the analysis of the polarized light of the synchrotron radiation. The polarized radiation can be subject to two important effects which gives information about the structure of the material and magnetic field along the line of sight: the Faraday rotation and the Faraday depolarization. Both effects alter the polarized spectrum and its study allows to infer the 3D configuration of the magnetic field. Thanks to recent upgrades performed at some radio facilities, which are equipped with broad-band receivers, radio polarization observations have become a much more fashionable research area. We are able to collect well sampled polarized data and therefore to follow the behavior of the polarization properties in a broader frequency domain. It is possible to use the Faraday effect to create a tomographic reconstruction of magnetized structures along the line of sight (LOS), therefore, to determine the distribution and analyze the properties of the magneto-ionic material along the LOS internal or external of an astronomical object.

A polarization scenario in GRBs

As we further our studies on Gamma-Ray Bursts (GRBs), both on theoretical models and observational tools, more and more options begin to open on an exploration of its physical properties. As events are primarily dominated by Synchrotron radiation, it is expected that the light emitted by GRBs should present some degree of polarization. While the observation of this polarization is still challenging due to the constraints on observational tools, especially for short GRBs, it is paramount that the groundwork is laid down for the day we have an abundance of data. To further narrow the physical parameters used to model Gamma-Ray Burst in this work, we present a Polarization model linked with a dual component Synchrotron model, composed of an Off-Axis and On-Axis outflow. We present the temporal evolution of polarization, alongside the synchrotron light curves, for a generic case and the specific case of GRB 170817A

Conexión entre la masa nuclear y circumnuclear en AGNs cercanos

Desde hace más de 20 años, se han realizado investigaciones donde, utilizando imágenes del Telescopio Espacial Hubble (HST) con resoluciones angulares de hasta 0.05" han estudiado la región circumnuclear de galaxias activas y no activas intentando encontrar una conexión física entre el núcleo de galaxia activo (AGN, por sus siglas en inglés) y la materia circumnuclear. Estos trabajos se basan en la idea de que el material circumnuclear de la galaxia huésped está conectado evolutivamente con el que alimenta al agujero negro supermasivo (SMBH, por sus siglas en inglés). Estudiando la morfología de las estructuras de polvo circumnuclear, han encontrado, de manera cualitativa, una conexión entre el polvo y el AGN. El objetivo de mi investigación es encontrar por primera vez esta conexión de manera cuantitativa a través de una relación entre las masas de polvo nuclear y circumnuclear de una muestra de AGNs cercanos. Estudiamos una muestra de 19 AGN (elípticas) a z<0.01. Realizamos mapas de estructuras de polvo para identificar y clasificar las morfologías de dichas estructuras. Parametrizamos el sistema estelar de 18 objetos de la muestra mediante modelos de brillo superficial utilizando GALFIT. Realizamos simulaciones de transferencia radiativa de 10 objetos de la muestra para parametrizar el sistema de polvo y estimar la masa de polvo circumnuclear. Comparamos la masa de polvo circumnuclear con la masa de polvo nuclear de estos objetos y encontramos que... ...¿Quieres saber? ¡No te pierdas mi charla!

Observaciones en el rango óptico de Estallidos de Rayos Gamma detectados por el instrumento Fermi/GBM

Los estallidos de rayos gamma, o GRBs por sus siglas en inglés, son emisiones abruptas de rayos gamma que ocurren en escalas de tiempo de sólo un par de segundos y hasta algunas decenas de ellos. Debido a su corta duración, observarlos en longitudes de onda de rayos gamma no es suficiente para caracterizar los fenómenos físicos que rigen su comportamiento. Por ello, desde hace ya algunas décadas, muchos proyectos astronómicos han dedicado sus esfuerzos a la búsqueda de contrapartes electromagnéticas en otras longitudes de onda. El telescopio robótico Deca-degree Optical Transient Imager (DDOTI) es un telescopio de campo amplio, ubicado en el Observatorio Astronómico Nacional, en la sierra de San Pedro Mártir, B.C (OAN-SPM) y tiene como objetivo la localización de contrapartes ópticas de los GRBs detectados por el instrumento Gamma-ray Burst Monitor (GBM) a bordo del telescopio espacial Fermi. DDOTI ha realizado observaciones de seguimiento para las detecciones de Fermi/GBM desde su instalación en septiembre de 2019, y hasta la fecha han sido enviados un promedio de 10 anuncios por año, sobre las observaciones realizadas, a la red global de circulares (GCN, por sus siglas en inglés) de NASA. En octubre del 2019, DDOTI realizó su primera detección de una contraparte óptica para el evento GRB 191001A. En este trabajo les hablaré del estudio y caracterización de las observaciones que DDOTI ha realizado de 2019 a la fecha, así como de las herramientas computacionales desarrolladas en python para automatizar la generación de bitácoras de observación y anuncios para la GCN. Nuestros resultados permiten dar un paso adelante en el refinamiento de la estrategia de seguimiento de los GRBs detectados por Fermi/GBM, que impacta de manera significativa la eficiencia del instrumento DDOTI en la búsqueda y detección de las contrapartes ópticas de GRBs en el futuro.

Soluciones analíticas en 1D para superficies de trabajo ultrarelativistas

En esta charla se mostrarán soluciones analíticas al problema de una superficie de trabajo en 1D para flujos ultrarelativistas con ecuación de estado tipo Bondi-Wheeler en el espacio-tiempo de Minkowski. Además motivaré la importancia del caso esféricamente simétrico para cuando el sistema se encuentra dominado por una métrica fija y también para el caso cuando el fluido es autogravitante. Se mostrarán algunas aplicaciones astrofísicas relevantes a las soluciones en espacio-tiempo plano para el caso de inyección de velocidad variable en la base de jets ultrarelativistas.

Sobre el oscurecimiento de los núcleos activos de galaxias

El crecimiento de los agujeros negros supermasivos depende de la disponibilidad de material cercano a ellos. Varios trabajos señalan que el mecanismo de alimentación de estas fuentes es un disco de acreción. Los núcleos donde ocurre este proceso de alimentación se conocen como Núcleos Galácticos Activos (AGNs). Tanto el estudio teórico como observacional de estas fuentes es complicado por sus pequeños tamaños y sus distancias a nosotros. Estudios previos han encontrado que existen diferencias observacionales entre AGNs, lo que lleva a la construcción de diversas clases. Para comprender la diversidad de clases observadas entre AGNs, es necesario postular la existencia de un material capaz de oscurecer las partes internas con un toro geométricamente y ópticamente grueso de gas y polvo para algunas líneas de visión. Sin embargo, este toro no se resuelve espacialmente ni siquiera para los AGNs más cercanos. Los estudios espectroscópicos se han utilizado ampliamente para caracterizar las principales propiedades del toro. Aun así, el toro tiene una gran cantidad de parámetros, tanto geométricos como de composición y estructura interna, que aún no se han restringido. En esta plática mostraré algunos de los resultados y análisis obtenidos durante mi trabajo doctoral en el cual exploramos la complejidad de esta estructura de obscurecimiento. Hablaré sobre como la combinación de espectros y modelos de rayos X y mediano infrarrojo puede ayudarnos a mejorar dicha componente.

Eficiencia global de formación estelar en halos de materia oscura que albergan galaxias centrales

En Rodríguez-Puebla et al. (2017) se presentaron resultados de un método semiempírico que conecta estadísticamente masas estelares de las galaxias observadas en catastros cosmológicos con las masas de halos de materia oscura de una simulación numérica, desde el presente hasta hace ~13.3 mil millones de años atrás. Usando estos resultados, analizamos las historias de acreción de masa oscura, $\dot{M}_h$, y de tasa de formación estelar (TFE), $\dot{M}_\star$, a lo largo de las ramas principales de los halos y sus respectivas galaxias centrales. Calculamos la eficiencia global de TFE, $\epsilon_{\rm SF}=\dot{M}_\star/\dot{M}_h$, en función de $M_h$ o $M_\star$ y de la época (o corrimiento al rojo $z$). Encontramos que galaxias en halos con masas entre $5\times 10^{11}$ M$_\odot$ a $z\sim 0$ y $2\times 10^{12}$ M$_\odot$ hacia $z\sim 2-$ son las más eficientes del Universo en formar estrellas, en promedio. Determinamos también las masas características y épocas en que la TFE se extingue en las galaxias, así como las distribuciones de la TFE en función de la masa y la época, algo que dentro de nuestro modelo semi-empírico está dado por la historia de acreción de masa de los halos.

Cosmic evolution of Long Gamma-Ray Burst Host Galaxies

Host galaxies of Gamma-Ray Bursts (GRBs) are an excellent mean to explore the physical environment that generates these events, studies of host galaxies are essential to evaluate utility of Long-GRBs as possible tracers of star formation and metallicity at high-redshift. In this work we collect information from the literature to obtain one of the most complete catalogs of Long-GRBs host galaxies, it consists of 310 galaxies, of which 216 are from the Savaglio catalog (GHostS), with detections up to 2015 and 94 sources collected from the literature with detections up to 2020. Through an analysis of our final catalog, we studied the physical conditions of galaxies as a function of redshift and we compared these properties with a set of 50,000 galaxies detected by the Sloan Digital Sky Survey telescope. Our results point to a possible connection between the efficiency of star formation in galaxies as a function of their chemical abundance; in addition to a clear tendence for star-forming galaxies on AGNs. Finally, we presented the results of the characterization of the Long-GRBs host galaxies and discussed the resulting impact on our understanding of the progenitors and cosmological applications of these events.

Observaciones con MEGARA IFU de objeto candidato a AGN triple

El modelo jerárquico de formación y evolución de galaxias supone que las galaxias se forman por agregación de masa. Considerando además el resultado empírico de que toda galaxia con bulbo alberga en su centro un agujero negro supermasivo o SMBHs, las fusiones galácticas ó mergers son mecanismos que en una fase de la fusión pueden albergar dos o más agujeros negros supermasivos separados por escalas de kpc. En dicha fase, los SMBHs estarían dominados por el potencial de la galaxia huésped. Simulaciones de mergers muestran que dicha fase tiene una duración de ~100 millones de años y en ella podemos encontrar sistemas donde los SMBH provenientes de cada galaxia en la fusión estén encendidos, i.e. en fase de AGN dual , ó uno encendido y otro apagado ( conocidos como offset AGN). Establecer la presencia de más de un SMBH en los candidatos conocidos los cuales muestran evidencias de mergers es uno de los caminos más directos para verificar el modelo jerárquico. No obstante, la dificultad mayor radica en la necesidad de tener datos con suficiente resolución espacial. En esta charla presentamos resultados recientes obtenidos con observaciones realizadas en enero 2021 con la IFU MEGARA en el telescopio GTC de 10.4m de diámetro de un de candidatos a AGN triple. Para identificar la emisión AGN mostramos el análisis espectral y las intensidades de líneas en el diagrama WHAN. Mostraremos sus propiedades espectrales y cinemáticas.

Extending the galaxy-halo connection to HI gas masses and the HI spatial clustering

In recent years, the stellar-to-halo mass relation has been established as the main correlation between galaxies and dark matter halos, the so-called galaxy-halo connection. Nevertheless, galaxies are not formed only by stars but by cold gas, whose main component is atomic hydrogen, HI. To account for the HI gas component in the galaxy-halo connection, we construct a volume complete sample of galaxies directly into the SmallMultiDark-Planck dark matter simulation using as input: (1) the empirical HI and stellar mass bivariate distributions of centrals and satellites for late- and early-type galaxies that we determined for local galaxies, and (2) the stellar mass-to-(sub)halo circular velocity relation. As a result, we determine reliable HI mass distributions as a function of halo and subhalo masses, and calculate the unbiased HI spatial clustering in a complete volume. We compare our results with current measurements of the HI spatial clustering and conclude that current HI surveys suffer from selection biases in regards to their host galaxies. Our results offer powerful constraints to models and simulations of galaxy evolution.

Búsquedas astrofísicas de un rompimiento a la invarianza de Lorentz

En la física moderna, uno de sus pilares es la invarianza de Lorentz cuya validez ha sido extendida por diversos experimentos. Desde el punto de vista de la teoría cuántica de campos, ésta es una de las simetrías principales que rigen el Modelo Estándar de partículas elementales. Por otro lado, la formulación de la visión cuántica de la gravedad es uno de los principales desafíos de la física y algunas propuestas motivan una violación de la invarianza de Lorentz (LIV, por sus siglas en inglés). En este contexto, LIV ha sido sugerido como un elemento con el potencial de ayudar a clarificar el camino hacia un formalismo de unificación, y aunque los efectos derivados de una posible LIV se espera que sean pequeños, las muy altas energías y grandes distancias involucradas en los escenarios astrofísicos y el estado actual de los experimentos de astropartículas, brindan una oportunidad sin precedentes para éste tipo de pruebas de física fundamental. En esta charla revisaré los más recientes y robustos límites de exclusión a una posible LIV en el sector del fotón obtenidos con física de astropartículas, así como algunas de las perspectivas de búsquedas de LIV para la siguiente generación de experimentos de astropartículas.

Host Galaxies properties of 47 Type 1 AGN in MaNGA

It is widely accepted that the mechanism that triggers the activity in the nuclei of some galaxies (AGN) is the accretion of material towards a supermassive black hole. This activity, in turn, evolves with their host galaxy. In this talk, I will present a method to find Type I AGN in large spectroscopic surveys of galaxies (MaNGA), based on flux ratios in regions where a broad emitting line emerges. Also, I will show the global properties of our 47 type-1 candidates in order to find possible correlations between nuclear activity and the host galaxy.

The graviton Compton mass as Dark Energy

Nowadays one of the greatest mysteries of science is to find out why the universe has an accelerated expansion. In this talk we show that by considering the quantum nature of the gravitational field, we can associate an effective Compton mass to the wavelength of the graviton. The Compton Mass Dark Energy (CMaDE) model proposes that this mass can be interpreted as dark energy, with a Compton wavelength given by the size of the observable universe $R_H$, implying that the dark energy varies depending on this size. The main result of this work is the existence of an effective cosmological constant $\Lambda=2\pi^2/\lambda^2$ that varies very slowly, being $\lambda=(c/H_0) R_H$ the graviton Compton wavelength. In this talk we use that the dark energy density rate is given by $\Omega_\Lambda=2\pi^2/3/R_H^2$, it has no free constants and depends exclusively on the radiation rate $\Omega_r$. Using $\Omega_r = 9.54\times10^{- 5}$, the theoretical prediction for a flat universe of the dark energy rate is $\Omega_\Lambda = 0.6922$. We perform a general study for a non-flat universe, using the Planck data and a modified version of the CLASS code we find a very good concordance with the Cosmic Microwave Background and Mass Power Spectrum profiles, provided that the Hubble parameter today is $H_0 = 66$ km/s/ for a flat universe and $H_0= 73$ km/s/Mpc for an universe with curvature $\Omega_k=0.05$. We conclude that the CMaDE model provides a natural explanation for the accelerated expansion and the coincidence problem of the universe.

Observational hints on the torus obscuring gas evolution through X-rays with NuSTAR data

The reflection feature at X-rays in type-2 active galactic nuclei (AGN) has long been associated with distant and neutral material at the inner walls of the obscuring torus. However, for low efficient AGN, it has been proposed that such structure does not support gravity and thus should disappear below certain conditions. Nonetheless, these conditions are unclear. We select a sample of 82 AGN located in the nearby Universe, observed with NuSTAR and with accretion rates log(Lbol/Ledd) < -3. We fit the data with a model accounting for a partial-covering medium affecting the primary continuum plus a reflection component from neutral cold material. We find that the existence of the torus spans in a wide range of black hole masses and bolometric luminosities. Moreover, we find that objects with no clear indications of the reflection component seem to have low or none obscuration, in agreement with the idea that the torus has disappeared in these sources. However, we find strong evidence supporting the idea that the torus evolution and disappearance relies on more complicated parameters than just the accretion state of the sources.

Busqueda de correlaciones entre neutrinos de altas energías detectados por IceCube y fuentes del 4LAC detectadas por Fermi-LAT

Las fuentes astrofisicas progenitoras de neutrinos de altas energías detectados por el observatorio de neutrinos IceCube (> 30 TeV) se mantiene actualmente en discusión. Eventos astrofísicos como Destellos de rayos gamma (GRBs, por sus siglas en ingles), Remanentes de Supernovas (SNR, por sus siglas en ingles), eventos de disrupción de mareas y Núcleos Activos de Galaxia (AGN, por sus siglas en ingles) han sido propuestos como lugares de origen de estos neutrinos. Sin embargo, la única detección con coincidencia espacial y temporal entre neutrinos de altas energías y estos progenitores ocurrió con el neutrino IC-170822A y el blázar TXS 0506+056 en estado de alta actividad (“flare”) en multiples frecuencias de onda electromagnetica (Radio - TeV). Observaciones en el historico de datos de IceCube en la dirección en el cielo del blázar TXS 0506+056 revelaron un “flare” de neutrinos de duración de meses (Septiembre 2014 – Marzo 2015) en donde no hubo actividad en la contraparte electromagnetica. Utilizando 10 años de datos reportados en el 4to catálogo de Nucleos Activos (LAC) por el instrumento “Large Area Telescope” a bordo del satélite Fermi y los catologos de neutrinos tipo track reportados por el observatorio IceCube, se busca correlaciones que puedan ser explicadas a traves de un escenario lepto-hadrónico, el cual se ajusta con la distribucion espectral de energia en dicha fuente.

Past, present, and future of extragalactic millimeter surveys

In this talk, I will summarize the most significant results derived from submillimeter and millimeter extragalactic surveys over the last decade and review our current understanding of the population of dusty star-forming galaxies. I will also briefly discuss the next generation of surveys planned with ALMA, and other facilities like the TolTEC camera, and how they will allow us to answer some of the key unresolved questions in the field.

Los neutrinos como herramienta para desvelar algunas fuentes ocultas del Universo

Con el salto exponencial que presentó la detección de ondas gravitacionales en 2015, la Astrofísica ha tenido un gran auge en los últimos años. Ahora somos capaces de observar el Universo con nuevos "ojos". Dentro de este contexto, los neutrinos representan el tercer canal de detección y son especialmente útiles para caracterizar diversas fuentes astrofísicas que por su configuración inicial (alta densidad, alto campo magnético y/o alta temperatura) permanecen ocultos a la luz u ondas gravitacionales que emanan de ellos. En este trabajo estudiamos los posibles alcances que tendrán los neutrinos en la nueva generación de detectores que vendrán en los próximos años. En particular, centralizamos nuestro estudio en aquellos producidos por procesos térmicos en las explosiones cortas de rayos gamma (sGRBs) y sus interacciones dentro del medio anisotrópico del motor central. Finalmente calculamos la detectabilidad y tasas de sabores esperadas de estos neutrinos.

El toro de polvo de NGC1068

Dentro del contexto del modelo unificado de los núcleos activos de galaxias (AGN), una estructura de polvo localizada a pocos parsec del disco de acreción, es piedra angular para explicar la variead de AGN observados. Sin embargo, poco se sabe acerca de las caraterísticas físicas del llamado toro de polvo. En este trabajo presentamos un analisis mediante ajuste espectral del toro de polvo en el AGN de NGC1068. Inicialmente probamos diferentes modelos de polvo, encontrando que el espectro en el infrarojo medio de NGC1068 es demasiado complejo para ajustarse con cualquiera de los modelos probados. Después, usamos un código de tranferencia radiativa para crear grids de la distribución espectral de energía (SED) de NGC1068. Nuestro mejor modelo contempla que el toro de polvo de NGC1068 consiste de dos componentes concentrícas, una de ellas más grande que la otra. Además encontramos que el tamaño de los granos de polvo es escencial para reproducir la SED de NGC1068.

El proyecto SDSS Milky Way Mapper y la caracterización de las estrellas más jóvenes de la Galaxia

La quinta fase del Sloan Digital Sky Survey consiste en un sondeo sinóptico de todo el cielo, en el que se obtendrán datos de todas las componentes todos los ecosistemas galácticos, usando una red de espectroscopía de fibras en el óptico y el infrarrojo cercano. Esto se logrará mediante posicionadores robóticos, que permitirán reconfigurar rápidamente los arreglos de fibras para adaptarse a los requerimientos de las distintas muestras que se han propuesto, y a la densidad variable de fuentes hacia el plano de la Vía Láctea. Este sondeo, llamado Milky Way Mapper, permitirá determinar las propiedades de más de cinco millones de estrellas, y tiene como meta la reconstrucción de la historia de formación y evolución de la Galaxia. Particularmente, nuestro grupo participa en la muestra de objetos estelares jóvenes, que incluye fuentes masivas tipo OAB, estrellas embebidas en regiones de formación estelar, cúmulos abiertos y grupos móviles jóvenes, aumentando en casi dos órdenes de magnitud los sondeos piloto de estas poblaciones de las fases III y IV, con el objetivo de caracterizar la fase de pre-secuencia principal en el diagrama HR, y entender el origen y evolución temprana de las poblaciones que hoy pueblan el disco galáctico.

La inminente llegada de JWST a la astronomía mundial

El telescopio espacial James Webb (JWST) contendrá el espejo primario más grande jamás puesto en el espacio. Es un proyecto que lleva en planeación desde 1996 y que finalmente entrará en operaciones a final de año cuando llegue al punto L2 de Lagrange. La astronomía entrará en un nuevo nivel de sensibilidad y resolución espacial en el infrarrojo. Cuatro instrumentos (NIRCam, NIRSpec, MIRI, NIRISS) y más de una docena de modos permitirán hacer progresos en todos cambio de investigación en astronomía. Entre los principales objetivos científicos, aprenderemos como las primeras galaxias se han formado, encontrando las galaxias semilla de las galaxias actuales. Dentro del campo de núcleos activos de galaxias (AGN), la resolución espacial permitirá aislar la emisión nuclear para identificar grandes colecciones de AGNs en el universo temprano casi sin sesgos para poner a prueba los modelos teóricos de evolución de galaxias. Además, la capacidad sin precedentes para estudiar la cinemática de las galaxias permitirá medir identificar los hoyos negros con masas más pequeñas que jamás se han detectado, poniendo a prueba las teorías acerca del crecimiento de los hoyos negros. La comunidad está ya preparada para la llegada de JWST y el ciclo-1 de propuestas de observación ha sido ya aceptado. Esta charla pretende ofrecer a la comunidad mexicana las últimas noticias antes del lanzamiento de JWST.

Hacia un panorama global de la formación estelar masiva en nuestra Galaxia: primeros resultados del proyecto GLOSTAR

Las estrellas masivas dominan los ecosistemas galácticos jugando un papel importante tanto en los procesos de retroalimentación estelar, así como en la dispersión de elementos pesados en el medio interestelar. Sin embargo, varios aspectos de los procesos involucrados en la formación de estrellas masivas no se comprenden completamente al día de hoy. En esta plática presentaré GLOSTAR, un nuevo censo para mapear una parte importante del plano Galáctico a longitudes de onda del radio con el objetivo de avanzar en nuestro entendimiento de la formación de estrellas masivas en la Galaxia. Con este censo revelaremos estructuras a gran y pequeña escala, con una resolución angular y sensitividad sin precedentes. Las observaciones cubren la emisión de continuo y varias líneas espectrales incluyendo metanol, formaldehído y líneas de recombinación de hidrógeno, para identificar y caracterizar nuevas regiones HII (incluyendo regiones ultra- e hiper-compactas) así como máseres de metanol asociados a objetos estelares jóvenes en diferentes estados evolutivos. En conjunto con censos realizados en el infrarrojo y submilimétrico, GLOSTAR pretende producir un censo completo de la abundancia, luminosidades y masas de objetos pre- y proto-estelares masivos en diferentes etapas evolutivas. Hablaré de las motivaciones y objetivos del proyecto y presentaré resultados concernientes a las regiones del Centro Galáctico y Cygnus X.

Observaciones de alta resolución en radio de la región de formación estelar Chamaeleon

La determinación de la distancia a nubes oscuras en las cuales hay formación estelar es un parámetro fundamental para poder encontrar propiedades de la nube en sí y de su contenido estelar. Este parámetro no está del todo bien determinado aún para regiones de formación estelar relativamente cercanas. Nuestro propósito en este trabajo consiste en presentar los resultados de las observaciones a la región Chamaeleon que se encuentra en el hemisferio sur, en frecuencias de radio, para poder encontrar posibles fuentes candidatas cuyas distancias puedan ser medidas con interferómetros de larga línea de base. Estas observaciones fueron obtenidas con el telescopio australiano ATCA (Australia Telescope Compact Array ) en su configuración más extendida (6A) utilizando dos bandas de frecuencia (centradas en 5.5 y 8 GHz) y dos polarizaciones. Hemos detectado 62 radio-objetos, 5 de los cuales son YSO (Young Stellar Objects) que aparecen en catálogos de estrellas conocidas y 6-7 objetos con morfología extendida. También reportamos las observaciones hechas con VLBA (Very Long Baseline Array) de 3 de las 5 YSO encontradas, esto para determinar si son fuentes con mecanismo de emisión térmica o no-térmica, así mismo como para hacer un cálculo preliminar de la distancia a la region Chamaeleon.

Spectral classification of intermediate and high mass stars: the semi-empirical sequence for B and A-type stars using SDSS-IV/APOGEE near-IR data

We present a semi-empirical spectral classification scheme for normal B and A-type stars using near-infrared spectra ($1.5-1.7\mu m$) from the Sloan Digital Sky Survey (SDSS) Apache Point Observatory Galaxy Evolution Experiment (APOGEE2) data release 16 (DR16) database. We found that there is a relation between the spectral features available on the NIR and the spectral type for intermediate-to-low mass stars. This relation works for high mass stars, such as B-type (Ramírez-Preciado et al. 2020) and apparently extend down to A-type stars (Ramírez-Preciado et al. in prep). To verify the above, we classified a sample of 316 B-type and 322 A-type stars, using the Morgan Keenan methodology and optical data from the Large Sky Area Multi-Object Fiber Spectroscopic Telescope (LAMOST) survey. By first obtaining an accurate spectral classification of the sources using the LAMOST spectra and the canonical spectral classification scheme, we found a linear relation between optical spectral types and the equivalent widths of the hydrogen lines of the Brackett series in the APOGEE2-N NIR spectra. This relation extends smoothly from a similar relation for O and early B stars found by Roman-Lopes et al. (2018). With our classification scheme and the relation proposed, we show that it is possible to classify high and intermediate-to-low mass star using only NIR spectra on young regions where optical data is not available.

Stellar and AGN outflows in NGC 7469: Combined Feedback

Abstract NGC 7469 is a well-known luminous infrared galaxy, with a circumnuclear star formation ring (∼830 pc radius) surrounding a Seyfert 1 active galactic nucleus (AGN). Nuclear unresolved winds were previously detected in X-rays and ultraviolet, as well as an extended biconical outflow in infrared coronal lines. We search for extended outflows by measuring the kinematics of the Hβ and [O III] λ5007 optical emission lines, in data of the Very Large Telescope/Multi-unit Spectroscopic Explorer integral field spectrograph. We find evidence of two outflow kinematic regimes: one slower regime extending across most of the star formation (SF) ring—possibly driven by the massive SF—and a faster regime (with a maximum velocity of −715 km s−1), only observed in [O III], in the western region between the AGN and the massive star-forming regions of the ring, likely AGN-driven. This work shows a case where combined AGN/SF feedback can be effectively spatially resolved, opening up a promising path toward a deeper understanding of feedback processes in the central kiloparsec of AGN.

Emisión de Líneas Moleculares en Regiones H II Ultracompactas

Actualmente no existe un modelo totalmente aceptado para el proceso de formación de estrellas masivas. Una forma de contribuir a la comprensión de dicho proceso es caracterizar el ambiente molecular en una de sus fases más tempranas, como la de región H II ultracompacta. En el presente trabajo se muestran los resultados preliminares de un muestreo del contenido molecular de un conjunto de 99 regiones H II ultracompactas realizado en la banda de 3 mm con la antena de 30 m de IRAM. A partir de este muestreo se determinan, de manera global, las propiedades químicas y físicas en diferentes ambientes galácticos. Entre las transiciones moleculares detectadas predominan las moléculas triatómicas, siendo el CCH, HCN, HCO+, HNC y N2H+ las moléculas presentes en toda la muestra. Para algunas transiciones moleculares se presentan parámetros físicos, como temperatura, densidad columnar y abundancia, permitiendo estudiar el estado evolutivo de las regiones H II ultracompactas.

Migración convergente de agujeros negros en los discos de AGN

Se ha propuesto que en los discos de acreción de los núcleos activos de galaxias (AGNs), los agujeros negros de unas pocas masas estelares pueden migrar de una forma similar a cómo los hacen los protoplanetas en los discos protoplanetarios. Se encontró que hay regiones donde la torca que sienten los agujeros negros cambia de signo. Estas regiones son muy interesantes porque allí los agujeros negros se van acumulando porque es un lugar de convergencia en su migración. En este trabajo presentamos los resultados de simulaciones hidrodinámicas donde estudiamos cómo cambia la torca que siente un agujero negro cuando se acerca a estas trampas migratorias y bajo qué condiciones la acumulación de agujeros negros puede modificar las propiedades de esta zona de convergencia.

MEGARA-GTC Stellar Spectral Library. MEGASTAR First Release

MEGARA is an optical integral field and multi-object fibre-based spectrograph for the 10.4m Gran Telescopio Canarias that offers medium to high spectral resolutions (FWHM) of R ~ 6000, 12000, 20000. Commissioned at the telescope in 2017, it started operation as a common-user instrument in 2018. We are creating an instrument-oriented empirical spectral library from MEGARA-GTC stars observations, MEGASTAR, crucial for the correct interpretation of MEGARA data. In this talk I will describe the content of the first release of MEGASTAR, formed by the spectra of 414 stars observed with R ~ 20000 in the spectral intervals 6420 – 6790 Å and 8370 – 8885 Å, and obtained with a continuum average signal to noise ratio around 260. I will also describe the release sample, the observations and the MEGASTAR database.

pyHIIExplorerV2: una herramienta para detectar y extraer información de regiones HII con datos de alta resolución

MUSE es el instrumento más moderno para obtener datos con la técnica de espectroscopia de campo integral en el rango óptico, su alta resolución espectral y espacial permite recuperar más información que cualquier otro instrumento. Para explorar y explotar la información que proporciona MUSE, presentamos el código pyHIIExplorerV2, cuyo objetivo es detectar regiones grumosas de mapas de H$\alpha$ (candidatos a regiones HII) y extraer tanta información espectroscópica como sea posible (tanto de las poblaciones estelares subyacentes como para las líneas de emisión). Simultáneamente, durante la detección y extracción de las regiones grumosas, pyHIIExplorerV2 construye un modelo de gas ionizado difuso (DIG). La construcción de DIG nos permite descontaminar la información de los candidatos de las regiones HII.

Creating and using large grids of precalculated model atmospheres for a rapid analysis of stellar spectra

Aims. We present a database of 43,340 atmospheric models (∼80,000 models at the conclusion of the project) for stars with stellar masses between 9 and 120 M⊙, covering the region of the OB main-sequence and Wolf-Rayet (W-R) stars in the Hertzsprung–Russell (H–R) diagram. Methods. The models were calculated using the ABACUS I supercomputer and the stellar atmosphere code CMFGEN. Results. The parameter space has six dimensions: the effective temperature Teff, the luminosity L, the metallicity Z, and three stellar wind parameters: the exponent β, the terminal velocity V∞, and the volume filling factor Fcl. For each model, we also calculate synthetic spectra in the UV (900-2000 Å), optical (3500-7000 Å), and near-IR (10000-40000 Å) regions. To facilitate comparison with observations, the synthetic spectra can be rotationally broadened using ROTIN3, by covering v sin i velocities between 10 and 350 km s−1 with steps of 10 km s−1. Conclusions. We also present the results of the reanalysis of ε Ori using our grid to demonstrate the benefits of databases of precalculated models. Our analysis succeeded in reproducing the best-fit parameter ranges of the original study, although our results favor the higher end of the mass-loss range and a lower level of clumping. Our results indirectly suggest that the resonance lines in the UV range are strongly affected by the velocity-space porosity, as has been suggested by recent theoretical calculations and numerical simulations.

El Observatorio HAWC y su Visión Extragaláctica a las Más Altas Energías

El observatorio HAWC lleva observando el cielo en el rango de los TeV desde su inauguración en 2015. Durante este periodo se han publicado excitantes resultados que van desde la detección de la binaria de rayos X SS 433, o la detección de múltiples fuentes en el plano galáctico -- algunas desconocidas hasta ahora. También y entre otras, se le han puesto límites a la emisión gamma debida a la aniquilación de partículas de materia oscura y se han puesto límites a la fracción protones/antiprotones a partir de mediciones de la sombra de la luna. En esta charla me enfocaré a los estudios que se han realizado de fuentes extragalácticas con especial énfasis en los estudios multifrecuencias de las galaxias activas Mrk 421 y Mrk 501 y la radio galaxia M87.

Retroalimentación gravitacional: expansión de Regiones HII en nubes filamentarias

Presentaré un estudio numérico sobre la estructura altamente anisotrópica de Regiones HII (RHII) que se expanden en Nubes Moleculares (NMs) con una estructura filamentaria realista. Mostraré como la auto-gravedad del gas denso que está siendo barrido por la RHII puede influir fuertemente en la dinámica del cúmulo central, explicando de manera natural la expansión acelerada (tipo flujo de Hubble) de una fracción importante de cúmulos recientemente observados con GAIA. En estos modelos, las NMs simuladas evolucionan de manera auto-consistente, nacen de una compresión en el medio neutro tibio e inician su vida como nubes neutras frías. Mediante acreción, estas aumentan su tamaño y masa hasta alcanzar suficiente densidad de columna y volverse moleculares y gravitacionalmente inestables aproximadamente al mismo tiempo. Los flujos de acreción de gas difuso inyectan de manera natural la turbulencia observada en NMs, la cual produce sobre-densidades que colapsan localmente (para formar estrellas) más rápido que la nube como un todo. Una vez que aparecen estrellas masivas, estas empiezan a ionizar y a dispersar la nube, ato-regulando el proceso de formación estelar.

Herramientas de minería de datos e inteligencia artificial aplicadas a una mega-base de datos de 43000 modelos de atmósferas de estrellas masivas

En una colaboración interinstitucional del ININ, la ESFM-IPN, la Universidad Iberoamericana y el Laboratorio ABACUS-CINVESTAV, desarrollamos una base de datos de 43 000 modelos de atmósferas de estrellas masivas, calculados con el código CMFGEN, cubriendo tres parámetros físicos de la estrella : temperatura efectiva , luminosidad y metalicidad, así como tres parámetros del viento: el exponente beta, la velocidad terminal y el factor de llenado. Para cada modelo, hemos calculamos su espectro sintético en el UV (900-2000 Angstroms), óptico (3500-7000 Angstroms) e IR cercano (10000-40000 Angstroms). En este trabajo presentamos la base de datos de modelos, espectros sintéticos y el software FITspec, cuya finalidad es encontrar automáticamente en la base de datos, los modelos que reproducen mejor un espectro observado, basándose en los anchos equivalentes de las líneas espectrales y perfiles P-Cygni, aplicando técnicas de minería de datos e inteligencia artificial.

Estimación de Parámetros Estelares Utilizando Redes Neuronales Artificiales

El presente trabajo propone la implementación de un sistema de redes neuronales artificiales para determinar algunos parámetros físicos estelares (Temperatura, Luminosidad, Masa, Gravedad Superficial y Velocidad de Rotación) de forma automática. Este trabajo muestra los resultados obtenidos de la aplicación de diferentes estructuras de redes neuronales en una tarea de regresión, como parte de un proyecto doctoral cuyo objetivo es el desarrollo de un sistema de ajuste automático de modelos de espectros estelares de estrellas tipo O. Los datos que se utilizan para entrenamiento y comprobación forman parte de una base de datos conformada por modelos de espectros estelares de estrellas tipo OB desarrollada por Fierro et al. (2018), y se basan en mediciones sobre un grupo de líneas de absorción propuestas que caracterizan los espectros.

Evolución del momento angular durante la fragmentación gravitacional de nubes moleculares

We investigate the origin of the $j$-$R$ (specific angular momentum-radius) relation in molecular clouds by following the evolution of the angular momentum (AM) of sets of particles in an SPH simulation of the formation and collapse of giant molecular clouds, driven by initial decaying turbulence in the warm atomic medium. The sets of SPH particles are defined either as "clumps" in the traditional way (i.e., as connected sets above a density threshold $n_{\rm th}$ at all times) or as fixed, Lagrangian sets of particles which only at a certain time $t_{\rm def}$ conformed a connected clump above $n_{\rm th}$. Our results are as follows: i) Connected clumps evolve along the observed $j$-$R$ relation at all times, varying their AM as well as the set of SPH particles that comprise them. ii) Lagrangian particle sets evolve along the observed relation when the volume containing them also contains a large number of other "intruder" SPH particles. Otherwise, they evolve with $j \sim$ cst. iii) Tracking Lagrangian particle sets to the future, we find that, a subset of the SPH particles participates in the collapse, while another subset disperses away, implying an inherent inefficiency of the collapse process due to AM conservation. iv) Under the assumption that the dynamics of the particle sets is dominated by their self-gravity, we propose that the mechanism responsible for the observed relation is the continuous exchange of AM through turbulent eddy viscosity, so that the parcels that lose AM can contract. We also suggest that the observed independence of $\beta$, is a consequence of the tendency to increase the rotational energy during gravitational contraction at constant AM, and the exchange of AM through eddy viscosity torques. v) Under the same assumption, we propose a generalization of the$j$-$R$ relation to the form $j \propto \Sigma^{1/2} R^{3/2}$, and test for it in both our numerical sample and in an observational sample compiled from the literature.

Diagramas Color Magnitud sintéticos para atmósferas de estrellas masivas modelados con CMFGEN

Gracias a la alta precisión fotométrica y astrométrica y a la homogeneidad de mapeos como el de GAIA, es posible construir diagramas color magnitud para billones de estrellas. Los estudios reportados de isócronas en cúmulos estelares cuentan con estructuras extremadamente finas que aportan un nuevo conocimiento empírico en los procesos físicos de la evolución estelar. La interpretación de estas observaciones requiere comparaciones con diagramas color magnitud sintéticos a partir de atmósferas de estrellas que van más allá de un modelo convencional y simplificado. En este trabajo se muestran los efectos que tienen diferentes parámetros de las estrellas: pérdida de masa, composición química, factor de llenado, velocidad terminal, gravedad y rotación, en la construcción de diagramas color magnitud sintéticos para estrellas masivas. El análisis se hace a partir de una base de datos de espectros sintéticos de estrellas masivas modelados con el código GMFGEN (Ref. Trabajo LXIV-004146).

Investigación de Núcleos Activos de Galaxias en el UV y Rayos X usando un modelo de disco de acreción

Los Núcleos Activos de Galaxia (AGN por el anglicismo del inglés) emiten, en todo el espectro electromagnético, cientos de veces más energía que la generada por nuestra galaxia, la Vía Láctea. Se cree que la máquina central de los AGNs es un agujero negro súper masivo (del orden de $10^{6-9}M_{\odot}$ ). Alrededor del agujero negro y fuera del horizonte de eventos, a días luz del núcleo, existe un disco de acreción, el cuál al acretar material hacia el ahujero negro es responsable de la emisión del AGN en el óptico y ultravioleta UV. El espectro UV de varios AGNs, presenta un cambio de pendiente en la región del UV , que por un lado, no puede ser explicado con modelos de discos de acreción debido a su exceso de fotones ionizantes y por otro lado, el mejor ajuste al espectro observado tiene un déficit de fotones ionizantes, los cuales son necesarios para explicar las líneas espectrales de alta ionización de la región de líneas anchas. En este trabajo se estudiaron AGNs utilizando un modelo de disco de acreción junto con una componente de nubes reflectantes, con el cual se describieron las características espectrales en el UV y rayos X. Los datos fueron obtenidos con el Telescopio Espacial $\textit{Hubble}$ y el Telescopio Espacial $\textit{Chandra}$. El modelo de nubes reflectantes demostró ajustar a los datos en el UV mejor que los modelos de disco de acreción estándar y es congruente con los datos en los Rayos X para la muestra de tres AGNs estudiados en este trabajo.

Generación no adiabática de turbulencia durante el colapso gravitacional

Estudiamos la generación de turbulencia durante la contracción gravitacional prestelar de un núcleo esférico turbulento. Definimos el cociente $g$ de la dispersión de velocidad unidimensional $\sigma_\rm{1D}$ respecto a la velocidad gravitacional $v_\rm{g}$ para estimar analíticamente $g$ bajo las suposiciones de a) equipartición o equilibrio virial entre las energías gravitacional ($E_\rm{g}$) y cinética turbulenta ($E_\rm{turb}$) y b) estacionariedad en la transferencia de la energía gravitacional a la turbulenta ($E_\rm{turb}/E_\rm{g}=cte$). En los casos de equipartición y equilibrio virial encontramos $g=\sqrt{1/3}\approx0.58$ y $g=\sqrt{1/6}\approx0.41$, respectivamente; en el caso estacionario encontramos $g=\langle v_\rm{rad}\rangle \mathcal{L}_\rm{d}/4\pi\sqrt{3}\eta R v_\rm{g}$, donde $\eta$ es un factor de eficiencia, $\mathcal{L}_\rm{d}$ es la escala de inyección de la turbulencia, y $R$ es el radio del núcleo. Desarrollamos simulaciones numéricas con un código de malla adaptiva del colapso prestelar de un núcleo isotérmico con turbulencia transónica a dos diferentes resoluciones, y una simulación no turbulenta de control. Encontramos que las simulaciones turbulentas colapsan a la misma velocidad que la no turbulenta, por lo que la generación de turbulencia no retrasa de forma significativa el colapso. Además encontramos que a) las simulaciones se aproximan a un cuasi equilibrio entre las tasas de inyección por el colapso y de disipación turbulenta, b) $g\approx0.395$ cercano al valor virial c) la escala de inyección es $\mathcal{L}_\rm{d} \lesssim R$ y d) la presión turbulenta escala como $\sim\rho^{1.64}$, cercano al adiabático. Proponemos que el escalamiento y el valor cercano al virial de la dispersión de velocidad turbulenta pueden reconciliarse con el colapso sin retraso si la turbulencia se disipa tan pronto como es generada.

X-ray spectral analysis of the brightest AGN population in the 1.75 Ms Ultra Narrow Deep Field observed by XMM-Newton

In this work we present preliminary results of a detailed X-ray spectral analysis of the AGNs detected in one of the deepest fields observed by XMM-Newton the XMM175UND-Field. The survey consists of 13 observations taken during 2 years within a field of view of $0.241deg^2$ and with a total exposure time of 1.75 Ms., reaching flux limits of $4.03×10^{−16}$, $1.3×10^{−15}$, and $9.8×10^{−16}$ $erg\, s^{−1}\, cm^{−2}$ in the soft (0.2 − 2 keV), hard (2 − 12 keV), and full (0.2 − 12 keV) bands, respectively. In this survey we found a total of 301 X-ray sources with a completeness of 81% of optical/Infrared counterparts. Of the 229 identified AGNs, a fraction of 29% are obscured. For the brightest 26 AGNs (50% are Quasars) presenting a wide range of X-ray luminosity $(5×10^{41} - 3×10^{46}\, erg/s)$ and redshift up to $\sim 2.66$, we measured and analyzed their X-ray spectral properties, such as: column densities $(Nh)$, fluxes $(Fx)$, luminosities $(Lx)$, $Fe\, k\alpha$ line and power-law slopes $(\Gamma)$. For some of these sources optical-GTC spectroscopic counterparts are available. Finally we discussed our results in the context of high redshift AGNs.

Modeling Altair’s Atmosphere

Stellar emission at infrared to centimeter wavelengths remains largely unconstrained since only a few stars other than the Sun have been measured at these wavelengths. This lack of observations means that radio stellar atmosphere models cannot be informed by data. This work presents a new methodology to fit Altair’s observed and synthetic spectrum through semiempirical models. We adapt both KINICH-PAKAL and PHOENIX models to reproduce radio spectra. KINICH-PAKAL is a new framework that allows fitting a solar chromospheric model to solar-like stars iteratively. KINICH-PAKAL uses the Levenberg-Marquardt algorithm as a Nonlinear method, PakalMPI as the semiempirical model, and the observations at infrared to centimeter wavelengths. Our results show that both PHOENIX and KINICH-PAKAL models reproduce the photosphere and lower chromosphere. However, the KINICH-PAKAL features allow better modeling of the part of the spectrum where the upper chromosphere and the corona have most of the contribution. These results are part of an ongoing observational campaign called The MESAS Project, which seeks to Measure the Emission of Stellar Atmosphere at Submillimeter to millimeter wavelengths.

Estudio del disco de acreción de las AGNs Mrk509, NGC4151 a través de intensos mapeos de Reverberación

Mostraremos los resultados del estudio observacional multi-longitud de onda realizado a los núcleos galácticos activos (AGNs) Mrk509, NGC4151 y NGC4593. Estas campañas de monitoreo se llevaron a cabo con el objetivo de medir los retrasos (o lag time) de reverberación continuos dependientes de la longitud de onda, y de esta manera restringir los tamaños de los discos de acreción para cada AGN. En este trabajo medimos los lag time para cada curva de luz (desde rayos-X hasta el IR) en relación con la banda UVW2 (1928 A), la cual corresponde a la banda de longitud de onda más corta disponible. Para ello utilizamos tanto correlación cruzada y el codigo JAVELIN. En los resultados, encontramos que Mrk 509 y NGC4593 muestran una clara tendencia de lag time que aumentan con la longitud de onda, consistente con el comportamiento $\tau \propto \lambda^ {4/3}$ visto en la mayoría de las AGN que han tenido un mapeo de reverberación continuo intenso. Sin embargo, los retrasos de NGC4593 exhibe una mayor dispersión como resultado de una corta duración de monitoreo y una menor amplitud de variabilidad. Pero en el caso de NGC 4151, encontramos un comportamiento de longitud de onda de lag time inusual: los lag time aumentan con la longitud de onda hasta la banda-$r$, mientras que los lag time de las bandas $i$ y $z$ son significativamente más cortos de lo esperado. La detección de los lag time inusualmente cortos en longitudes de onda largas obtenidos en NGC 4151 subraya la necesidad de expandir la muestra de AGNs monitoreadas a través de mapeo de reverberación y con una mayor alta calidad, de esta manera poder comprender la diversidad del comportamiento de los lag time con respecto a la longitud de onda y conocer, y entender los motores físicos que gobiernan la variabilidad mostrada por la AGN.

Modelos dinámicos de flujos explosivos enastrofísica

Las estrellas jóvenes y masivas dentro de cúmulos muy poblados tienen una alta probabilidad de sufrir encuentros dinámicos cercanos que pueden llevar a eventos energéticos y de carácter explosivo. Hasta ahora Orion BN/KL se ha convertido en el prototipo de un flujo explosivo, aunque durante la última década, con el aumento en sensibilidad y resolución de radiotelescopios como ALMA, se han confirmado mas eventos de esta naturaleza en las regiones DR21 y G5.89, lo que motiva a encontrar un mecanismo que pueda explicar como se generan y su importancia en el enriquecimiento químico y energético en la formación estelar. En este trabajo aplicamos los modelos de Rivera-Ortiz (2019a, b y 2021) que han sido utilizados para modelar BN/KL, para obtener las condiciones iniciales de los tres flujos explosivos mencionados y hacer simulaciones de n-cuerpos de los objetos en DR21 y G5.89, para entender el comportamiento de estos eventos.

Catálogo espectroscópico de velocidades de rotación de estrellas masivas

La rotación estelar es un parámetro importante en la evolución de estrellas de alta masa. Los modelos de estrellas que incluyen rotación han aportado resultados importantes: la posición en el diagrama Hertzsprung Russell, la composición química de la atmósfera, el tamaño de las capas convectivas, entre otros. Adicionalmente, se requiere de estudios observacionales sobre las características de los vientos estelares en función de las velocidades de rotación. En este trabajo se reportan las velocidades de rotación - v sin(i) - medidas usando la Transformada de Fourier, en las líneas de absorción de las siguientes especies atómicas: He I 4143, Si III 4552, C III 4569, OIII 5592, HeI 5875, para alrededor de 100 estrellas de tipo espectral O y B. Las estrellas fueron observadas con el espectrógrafo Echelle del Observatorio Astronómico Nacional de San Pedro Mártir.

Common Envelope Shaping of Planetary Nebulae

In this talk, we compute the outcome of CE evolution events. In the first part of the talk, we explore the direct formation of planetary nebulae assuming a line-driven wind from a hot core. In the second part, we study the importance of the circumbinary disk and explore a first insight with magnetic solutions. In the third part of the talk, we solve the launching of magnetic winds and jets from the circumbinary disk and explore the formation of proto-planetary nebulae.

Formación de galaxias: desafíos y preguntas abiertas para la próxima generación de telescopios

El entendimiento de la evolución y formación de galaxias es uno de los grandes retos de la astronomía actual. Dicho entendimiento se enfoca en determinar en cómo estas se agrupan y adquieren sus diferentes propiedades (masa estelar, tamaño, formación estelar, color, hoyo negro supermasivo, etc.) en el contexto del paradigma cosmológico actual de formación de estructuras. No obstante, la formación y evolución de galaxias involucra diferentes mecanismos y escalas físicas resultando en un proceso altamente no lineal. En esta plática, haré un breve recuento sobre el reciente progreso de nuestro entendimiento de la formación y evolución de las galaxias enfocándome en lo que considero son los principales desafíos y las preguntas abiertas en el campo. Finalmente, discutiré cómo la próxima generación de telescopios serán herramientas indispensables para enfrentar tales desafíos.

Accretion disk wind during the superoutburst of V455 Andromedae

Winds in cataclysmic variables (CVs) demonstrate that accretion processes in binaries through an accretion disk are being accompanied by mass outflows. Other systems where this phenomenon occurs are active galactic nuclei (AGN) and young stellar objects (YSOs). In the case of CVs, a key evidence for outflows comes from P-Cygni profiles of strong UV lines. The evidence for the winds is not limited just to the UV lines, on rare occasions it can be detected in the optical range. However, opportunities for UV spectroscopy from spacecraft are restricted for obvious reasons. Furthermore, the time variability of the winds is more easily studied from the ground, where more numerous and longer sequences of spectroscopic and photometric monitoring are practical. Understanding the winds in CVs is important to provide us with insights into all disk outflows. Magnetic fields, the radiation force and thermal expansion have been suggested as mechanisms that can drive disk winds. We present here a particular and pretty much unique case of detection of the wind from a CV (V455 And) in superoutburst. It became possible as a result of an outstanding observational campaign, lasting over a month and comprised of thousands of spectra. Parameters of the system and other characteristics of V455 And are determined in the course of this study.

Star formation triggering in the Arp 240 system of interacting galaxies

We have mapped the Arp 240 pair of interacting galaxies with the MEGARA spectrograph at the Gran Telescopio de Canarias (GTC), and combine these observations with archival ALMA observations of the molecular gas. We have used Voronoi tessellation to extract spectra at the same S/N to derive dust-corrected SFR surface density maps, as well as to extract star formation histories fitting Stellar Populations Synthesis using SINOPSIS code. The SFR is enchanced respect to the molecular gas due to gas flows triggered by the interaction. Using the SFHs we quantify these gas flows. Due to the high spectral resolution of MEGARA observations (R~18000), we estimate the beam-smearing corrected velocity dispersions of the ionized gas with very high precission, and discuss about its role in enchancing the SFRs.

Los efectos de un chorro durante la fase de la envolvente común

La fase de la envolvente común (EC) es una etapa en la evolución de un sistema binario a partir de la cual se pueden producir fenómenos de muy altas energías (SNs, GRBs, GWs). Durante la EC la envolvente de la estrella más masiva engloba a la estrella menos masiva, la cual, a su vez, puede acretar material hypercríticamente y lanzar un chorro. En esta charla mostraré por medio de modelos analíticos y simulaciones numéricas hidrodinámicas 3D la importancia y los efectos que un chorro, lanzado desde una estrella de secuencia principal, tiene en la fase de EC de una gigante roja.

Dinámica de gases en estrellas de masa baja e intermedia: estudio numérico de flujos con crecimiento lineal de la velocidad

En distintas etapas de su proceso evolutivo, las estrellas de baja masa e intermedia experimentan fenómenos en los cuales parte del material que las conforma es expulsado hacia el medio interestelar. Entre los ejemplos mejor conocidos se encuentran la eyección de flujos bipolares colimados en las etapas más tempranas de formación, la eyección de las capas estelares superiores en las fases de Gigante Roja y AGB, así como la formación de Nebulosas Planetarias (NPs) en las etapas más tardías de evolución. Otros ejemplos menos conocidos, pero igual de relevantes en términos dinámicos, son las estructuras de baja ionización que se forman durante la etapa de Protonebulosa Planetaria (PNP): nudos, jets, filamentos y flujos con crecimiento lineal de la velocidad, que son mayormente visibles en líneas de baja ionización. La interacción entre los flujos estelares y el medio circundante puede ser estudiada mediante observaciones, modelos analíticos y simulaciones numéricas. La caracterización de este tipo de fenómenos resulta importante pues contribuye de manera sustancial al entendimiento de la evolución estelar. En este trabajo, presentamos resultados de simulaciones numéricas de flujos con crecimiento lineal de la velocidad, como los que se observan en $\mathrm{NGC}\,7293$ y $\mathrm{OH}\,231.84\,+4.22$. El código utilizado para realizar estas simulaciones es CORAL 2D, que simultáneamente resuelve la hidrodinámica y el transporte de la radiación ionizante estelar, más la fotoionización de varios iones de un conjunto de elementos (H, He, C, N, O y S).

H, K-band interferometric imaging of the M-type Mira star ‘R Car’

The final stage of low to intermediate-mass stars, also known as the asymptotic giant branch (AGB), presents asymmetrical structures; however, the mechanisms that lead to their formation are still not well understood. In the present work, we explore H and K-band interferometric data of the M-type (M5/8) Mira star R Car obtained with the Very Large Telescope Interferometer (VLTI) of ESO’s Paranal Observatory, using the instruments PIONIER and GRAVITY. The analysis includes: (i) a parametric fit to the interferometric data, (ii) and image reconstruction of the continuum and of the CO band-heads. The results so far show: (a) in the H-band an atmosphere with asymmetries on its surface that might be related to Giant Convection Cells, (b) in K-band an extended and also asymmetric Circumstellar Envelope (CSE). The characteristics and the connection between the inner and outer parts of this star are still under discussion. The previous results are important in the understanding of the mass-loss mechanisms in M-type AGB stars.

Emisión de He II $\lambda$4686 en NGC 346 en la SMC

En este trabajo, presentamos observaciones ópticas de estrellas masivas, del espectrógrafo FORS1 en el VLT en la región HII más luminosa de la Nube Menor de Magallanes, NGC 346. Los espectros ópticos del VLT FORS1 son comparados contra los resultados publicados del VLT FLAMES. Adicionalmente caracterizamos el ancho de la emisión de He II al sur del sistema multiple bien conocido, HD 5980, el cual esta formado por dos estrellas Wolf-Rayet (WN5-6 + WN4), y una estrella tipo OI. Analisamos la presencia de una SNR cercana al sistema para conocer la implicación que pueda tener en la emisión de He II. Finalmente, proveemos una explicación plausible para esta emisión, como emisión nebular debida a la estrellas Wolf-Rayet.

Estudio par\'ametros para modelar nebulosas planetarias con mas de un evento de eyecci\'on de material

Utilizando modelos hidrodin\'amicos, donde se considera el enfriamiento fuera de equilibro y la fotoionizaci\'on de 25 especies at\'omicas, de Hidr\'ogeno, Helio, Carbono, Ox\'igeno , Neon, Azufre y Nitr\'ogeno (Coral-1D), hemos realizado un estudio de par\'ametros para analizar la estructura de ionizaci\'on de nebulosas planetarias en donde se considera uno o m\'as eventos de eyecci\'on de mater\'ial en fase de post-AGB. Nuestros modelos consideran la eyecci\'on una eyecci\'on uniforme, as\'i como eyecciones como las propuestas en art\'iculos de Perinotto et al. (2004). Como resultado de nuestros modelos proponemos las condiciones de tasa de pérdida de masa y velocidad de eyección propicias para que se observen nebulosas con estructura de emisión de [NII]6584, H$\alpha$, etc que reproduzcan las emisi\'on de diferentes nebulosas planetarias observadas.

El efecto Wilson-Bappu revisado

El efecto Wilson-Bappu (WBE), es una relación empírica bien conocida para estrellas frías y gigantes entre el ancho de la línea de emisión K de Ca II $W_0$ y la magnitud visual absoluta $M_\text{V}$. Sin embargo, hasta la fecha, la relación física subyacente de $W_0$ con los parámetros estelares, en particular la gravedad superficial y la temperatura efectiva, no se ha establecido completamente, como tampoco su naturaleza física. Mediante el análisis homogéneo de una muestra de 30 estrellas conocidas de tipo tardío usando espectros de alto S/N obtenidos con TIGRE-HEROS (R$\sim$20000), encontramos la relación física del WBE por los medios actuales. Medimos $W_0$ directamente de los espectros y determinamos temperaturas estelares consistentes a partir de la comparación con espectros sintéticos usando la herramienta $\texttt{iSpec}$. Finalmente, las gravedades superficiales se derivaron de la estimación de la temperatura efectiva, una estimación de masa mediante trayectorias evolutivas y una estimación de la luminosidad usando las paralajes de $\textit{Gaia}$ EDR3. Encontramos una fuerte dependencia de $W_0$ con la gravedad superficial, más una dependencia secundaria débil con la temperatura efectiva. Nuestro resultado apoya la explicación teórica de Ayres et al. (1975), que asume al WBE como un simple efecto de saturación de línea, causado por la densidad de masa columnar de la cromósfera (proporcional a $g^{- 0.5}$ en equilibrio hidrostático).

La cinemática de las líneas de emisión de NGC 6153

Estudiamos la cinemática de las líneas de emisión en la nebulosa planetaria NGC 6153, la cual tiene una discrepancia de abundancias alta, por un factor de 9. Encontramos que las líneas permitidas de C II, N II, O II y Ne II comparten una cinemática común que, para C II, N II y O II, no corresponde a su grado de ionización, basado en la relación definida empíricamente por los demás iones presentes. Este resultado sugiere que pueden existir dos componentes de plasma en NGC 6153. Demostramos que las líneas de H I, He I y [O III] son compatibles con una cinemática común y una temperatura común entorno a 8,000 K. Este resultado concuerda con las expectativas de la física nebular canónica, según la cual H+, He+ y O++ se encuentran en el mismo volumen de plasma. Encontramos que las líneas aurorales (líneas prohibidas) de [N II], [O II], [O III] y [Ar IV] presentan una cinemática distinta a la que presentan los mismos iones en sus líneas nebulares. Para [N II] y [O II], las líneas aurorales parecen tener una componente importante debido a recombinación, además de la contribución de excitación colisional. El caso de la línea auroral de [O III] es más complejo, porque no parece que solamente agregar una contribución debido a recombinación es suficiente. En conjunto, queda manifiesto que varias de las aproximaciones comunes de la física nebular conllevan errores importantes, tanto conceptuales como cuantitativos.

Estudio del índice de emisividad del polvo a través de colores submm ALMA en el régimen Rayleigh-Jeans (R-J) de galaxias submilimétricas débiles

Desde su descubrimiento, las galaxias submilimétricas (SMGs) se han entendido típicamente como una población de galaxias tipo ULIRG (L$_{FIR} \ge 10^{12} L_{\odot}$) con altos corrimientos al rojo ($z>1) $. Sus altas luminosidades en el FIR sugieren altas tasas de formación estelar ($\ge$ 100 M$_{\odot}/año$) y altas masas de polvo frío (M$_d \sim 10^8-10^9 M_{\odot}$, T$_d \sim30-60 K$). Para poder entender los procesos físicos detrás de la numerosa población de SMGs, se ha usado la rara población de ULIRGs locales como prototipo. La parametrización de la distribución espectral de energía del polvo observada en el régimen submilimétrico ($\lambda \ge 100 \mu m$), a través de ajustes a la emisión del cuerpo negro modificado, ha resultado en una herramienta muy eficiente para caracterizar a ambas poblaciones. Estudios de ULIRGs locales y SMGs con $z \sim$ 1-3 (principalmente de baja resolución y profundidades moderadas) apuntan a valores típicos del índice de emisividad $\beta \sim$1.5-2.0 para ambas poblaciones, así que este parámetro se fija en los ajustes de otras galaxias para romper la degeneración en el espacio de soluciones. Pocos trabajos se han dedicado a investigar el impacto en las propiedades derivadas de ambas poblaciones al dejar libre el parámetro $\beta$ en los ajustes. Además, la incertidumbre en la caracterización de SMGs podría aumentar por la presencia de multiplicidad o bien por sesgos de selección. Por lo tanto, en este trabajo buscamos explotar la alta resolución (minimización de multiplicidad) y alta profundidad (SMGs débiles, $\sigma \sim \mu Jy$) de datos ALMA en el campo GOODS-S para romper la degeneración en el espacio de soluciones. Al construir un diagrama de colores submm ALMA en el régimen de R-J somos sensibles al parámetro $\beta$. Encontramos que existe una muestra significativa de galaxias con $\beta>2$. En la charla mostraré estos resultados y las posibles interpretaciones o implicaciones de estos.

Observaciones milimétricas de nebulosas planetarias con emisión máser

Las observaciones en longitudes de ondas milimétricas (mm) de nebulosas planetarias (PNe) con emisión máser son cruciales para estudiar el gas molecular a su alrededor. Las PNe con emisión máser están en las primeras fases de su formación, por lo tanto, estas fuentes son objetos clave para estudiar el contenido molecular durante la evolución temprana de las PNe. Las envolturas circunestelares son sitios activos para la producción de moléculas. Hasta 2017, se habían descubierto alrededor de 20 especies moleculares en PNe. Presentaré resultados preliminares de nuestras observaciones mm con el telescopio de 30m de IRAM hacia una muestra de 5 PNe con emisión máser, en las que detectamos las líneas moleculares: $^{12}$CO y $^{13}$CO en ambas transiciones (1$-$0, 2$-$1); así como HCO$^+$ y HCN en ambas transiciones (3$-$2, 1$-$0) en algunas PNe. Estamos trabajando en el análisis e interpretación de dichas observaciones.

Campos Magnéticos y Formación Estelar en el Complejo S235

Presentamos las propiedades del campo magnético hacia el complejo S235 utilizando observaciones polarimétricas de banda H en el infrarrojo cercano (NIR), obtenidas con los instrumentos Mimir y POLICAN. Seleccionamos 375 estrellas de fondo mediante la combinación de distancias de Gaia y por extinciones de colores en el NIR. Las orientaciones del campo magnético proyectadas en el plano del cielo (POS) inferidas de los ángulos de polarización de la luz de las estrellas, revelan una morfología curva que traza la capa esférica de la región HII, en contraste con el campo magnético a gran escala, que es paralelo al plano Galáctico en la región de S235, como lo demuestran datos observados por la misión Planck. Identificamos 11 "clumps" densos utilizando la emisión de polvo de 1.1mm, con masas entre 33 y 525M_sun. Se estimó que las intensidades del campo magnético POS promediadas por "clump", están entre 36 y 121 µG, con una media de ∼65 µG. Se encontró que las relaciones masa-flujo para los "clumps" son subcríticas con números de Mach de turbulencia Alfvén menores que 1.0, lo que indica una región fuertemente magnetizada. Los "clumps" muestran un índice de ley de potencia de 0.52 ± 0.07 entre la intensidad del campo magnético Vs la densidad, similar a la encontrada en modelos de difusión ambipolar. Nuestros resultados indican que el complejo S235 es una región donde la retroalimentación estelar desencadena nuevas estrellas y los campos magnéticos regulan la tasa de formación de nuevas estrellas.

Evolución química de galaxias locales

La manera en que las galaxias evolucionan a lo largo del tiempo todavía es un tema muy discutido en astrofísica. Se conoce que las galaxias más masivas forman su masa estelar antes que las de menor masa y que las galaxias de tipo morfológico temprano tienden a haber dejado de formar estrellas comparadas con las tardías, pero las simulaciones que aplican la teoría actual todavía no reproducen del todo las propiedades que se observan. El estudio que presentamos ofrece información sobre la evolución temporal de las galaxias del Universo Local, utilizando el método del registro fósil para medir la metalicidad estelar a lo largo del tiempo cósmico. La metalicidad de las galaxias es afectada principalmente por la formación estelar pero también por la dinámica del medio interestelar en forma de eyecciones de material causadas por AGN y retroalimentación estelar y flujos de gas pristino hacia la galaxia. Los resultados muestran cómo las galaxias se enriquecieron a distintos ritmos según su masa, variando la forma de la relación de masa-metalicidad (MZR) con el tiempo. Este es un resultado clave para los modelos de evolución, pero al separar las galaxias según su morfología observamos que ésta tiene un papel igual de importante en determinar cómo se enriquecen las galaxias. También mostramos las diferencias entre la evolución química de las galaxias según si están formando estrellas o no, viendo que las que dejaron de formar estrellas saturan su metalicidad más que las que todavía mantienen formación estelar. Por último, al medir la metalicidad en el centro comparado con las afueras encontramos que para las galaxias de baja masa hubo una inversión del gradiente de metalicidad tal que empezaron formando más estrellas en las afueras y luego pasaron a formar más en el centro.

Un estudio espectroscópico de estrellas T-Tauri en la asociación de Orión OB1b con LAMOST

Usando datos obtenidos con el espectrógrafo multi-fibra de campo amplio LAMOST, se presenta un estudio para un grupo de 983 estrellas en la región de formación estelar de Orión OB1b con tres principales parámetros: cinemáticos, obtenidos con el catalogo GAIA EDR3; espectroscópicos, obtenidos con datos LAMOST y el programa SPTCLASS; y fotométricos infrarrojos, obtenidos con los catálogos 2MASS y WISE. Basado en los valores de movimiento propio y paralajes obtenidos por GAIA-EDR3 para una muestra de estrellas confirmadas como T Tauri por Cesar Briceño en el 2019, se identificaron 363 estrellas como miembros cinemáticos de la región OB1b. Usando como parámetro de juventud la línea de Li I 6708Å en absorción, se identificaron 244 miembros cinemáticos que adicionalmente poseen este rasgo de juventud. Denominamos esta muestra como BONAFIDE. Se aplicaron los criterios establecidos por Briceño (2019) para la categorización de acuerdo al estado de acreción. Usando el ancho equivalente de EWHα y los tipos espectrales, BONAFIDE fue categorizada en: 7 Clásicas T Tauri (CTTS), 223 T Tauri de líneas débiles (WTTS), y 13 en un estado intermedio entre estas dos clases (CW). Con diagramas Hertzsprung-Russell se realizó una estimación de la edad y masa usando el programa MassAge con los modelos evolutivos de MIST (Dotter+2016) y PARSEC (Marigo+2017). La edad media estimada para BONAFIDE es de 4.2Myr con MIST y 6.5Myr con PARSEC, mientras la masa media estimada es de 0.33M☉ con MIST y de 0.75M☉ con PARSEC. Para identificar la presencia de discos protoplanetarios por la medición de excesos infrarrojo, se realizó un análisis de las estrellas en las bandas W2 (4.5 micrones) y W3 (12 micrones), obteniendo en BONAFIDE: 77 estrellas con exceso en W2, 34 estrellas con exceso en W3, y 23 estrellas con exceso en W2 y W3. Finalmente se identificaron 22 estrellas previamente sin identificar por Briceño (+2019) y sin categorizar como estrellas jóvenes en SIMBAD, resultando en 22 nuevas TTS.

Propiedades físicas de las regiones HII y su relación con las propiedades de las poblaciones estelares subyacentes

El último catálogo de regiones HII basado en los datos del sondeo CALIFA fue públicado en 2020. Este catálogo contiene la información de ~27000 regiones ionizadas. En trabajos previos se exploró la dependencia entre la posición en el diagrama BPT y el tipo morfológico de las galaxias anfitrionas y la distancia galacto-céntrica. Además, se encontró una relación entre las líneas de emisión fuerte y las propiedades de las poblaciones estelares subyacentes. En este trabajo, presentamos las propiedades físicas de las regiones HII: abundancia de oxígeno, parámetro de ionización, fracción de poblaciones estelares jóvenes, cociente nitrógeno-oxígeno, densidad electrónica y extinción. Analizamos la dependencia entre las propiedades físicas y la distancia galacto-céntrica, el tipo morfológico y la masa estelar de las respectivas galaxias anfitrionas. Finalmente, exploramos la relación entre la abundancia de oxígeno de las regiones HII y las propiedades de las poblaciones estelares subyacentes: edad y metalicidad.

Simulaciones MHD del remanente de supernova CTB 109

CTB 109 es un remanente de supernova (SNR) galáctico, localizado a una distancia aproximada de 3.1 kpc y con un tamaño de 16 pc aproximadamente. Está asociado con el pulsar anómalo de rayos X (AXP) 1E 2259 + 586 y muestra una morfología semicircular tanto en radio como en rayos X. Esta morfología se debe, aparentemente, a que la explosión de supernova ocurrió cerca de una nube molecular gigante. En las imágenes en radio, presenta una estructura de una doble cáscara, lo que es un tema de debate actual. En esta plática se discutirán los resultados de simulaciones numéricas magnetohidrodinámicas tridimensionales llevadas a cabo con el fin de estudiar la morfología y emisión (tanto en rayos X como en radio) de CTB 109. Nuestras simulaciones fueron realizadas utilizando condiciones iniciales adecuadas para este remanente a fin de obtener mapas sintéticos de la emisión en rayos X y radio. Encontramos que dichas simulaciones reproducen en buena medida la morfología y el tamaño observado de CTB 109. Además, la emisión en rayos X presenta ciertas similitudes con la emisión detectada. Por otro lado, la emisión en radio concuerda notablemente bien con la emisión obtenida por medio de las observaciones. Cabe resaltar que este es el primer trabajo numérico en donde se realizan mapas sintéticos de la emisión en radio y se da una posible explicación a la morfología de doble cáscara observada de este peculiar objeto.

Masas dinámicas de objetos jóvenes binarios en regiones de formación estelar cercanas

La estimación de parámetros estelares mediante la radio-astrometría y especialmente la determinación de las masas dinámicas de sistemas estelares jóvenes binarios, es de gran importancia en la astrofísica actual. Puesto que, parámetros como distancia, masa, luminosidad, temperatura efectiva, etc., son propiedades básicas de las estrellas jóvenes, que nos ayudan a comprender una de las áreas más importantes en astrofísica que es la formación estelar. En este trabajo presentamos las masas dinámicas del sistema estelar joven binario Oph-S1 (S1), compuesto por estrellas magnéticamente activas con una separación angular de 20 - 30 mas (Ortiz-León et al.,2017). Este sistema está ubicado en la región de formación estelar cercana de $\rho$ Ofiuco, la cual está a una distancia de 138.4$\pm$2.6 pc (Ortiz-León et al., 2018). Hemos calculado los parámetros astrométricos y orbitales, obteniendo masas dinámicas de las estrellas en el sistema. Se estimó que la componente primaria S1a tiene una masa de 4.42 $\pm$ 0.08 ~M$_\odot$, este valor es significativamente menor al valor estimado a partir del tipo espectral de la estrella B3/B5 de 6 ~M$_\odot$ (Lada and Wilking, 1984). Para la componente secundaria de baja masa S1b se determinó un valor de 0.88 $\pm$ 0.01 M$_\odot$, consistente con ser una estrella joven de baja masa. Las estrellas estudiadas tienen emisión de radio no térmica conocida como girosincrotrón, que se puede detectar usando la llamada \textit{técnica de interferometría de líneas de base muy largas} (VLBI por su sigla en inglés), la cual es una técnica de observación muy potente en radioastronomía, que vincula varios radiotelescopios ampliamente separados, proporcionando imágenes con una resolución angular muy alta. Por lo tanto, los datos que usamos corresponden a observaciones de VLBI tomadas con el interferómetro \textit{Very Long Baseline Array} (VLBA), como parte del proyecto \textit{Dynamical Masses of Young Stellar Multiple Systems VLBA} (DYNAMO - VLBA).

Modificación de las tasas de pérdida de masa en estrellas masivas y su impacto sobre el progenitor de supernova

El camino evolutivo de una estrella es altamente dependiente de características físicas como su masa inicial, metalicidad, parámetros convectivos, pérdida de masa y/o rotación (Langer, 2012), siendo la pérdida de masa uno de los parámetros de mayor impacto. En este trabajo usamos tasas de pérdida de masa estelar modificadas en acuerdo a Smith (2014) y Hernández-Cervantes et al. (2019), para explorar el efecto que tendrán en la evolución de estrellas masivas y en su progenitor de supernova. También, se utilizaron velocidades de rotación en acuerdo a Huang & Gies (2006). Para esto, utilizamos el código de simulación estelar BEC para resolver numéricamente y de forma simultánea las ecuaciones de estructura y evolución estelar con simetría esférica. Simulamos el camino evolutivo de estrellas masivas con diferentes masas iniciales (12, 15, 17, 22, 25 y 27 $\mathrm{M_{\odot}}$) utilizando distintas tasas de pérdida de masa en las etapas evolutivas de Secuencia Principal (MS) y en Supergigante Roja (RSG). En ambos casos, la tasa de pérdida de masa es calculada siguiendo una $\textit{receta}$ parametrizada que depende de las características estelares (Nieuwenhijzen & de Jager, 1990; Vink et al., 2001) la cual en este trabajo es modificada por un factor numérico de decremento (en MS) e incremento (en RSG). Para las etapas avanzadas de evolución, la tasa de pérdida de masa se utiliza según Hamman et al. (1995) y Nugis & Lamers (2000). Encontramos que en algunos casos el cambio en la pérdida de masa impacta fuertemente tanto en el tipo de progenitor de supernova, así como en el estado físico final de la envolvente de la pre-supernova.

Análisis de líneas de emisión moleculares de la galaxia con núcleo obscurecido NGC 4303

Se estudia la distribución del gas molecular en la región central de la galaxia NGC 4303 considerada Compton-Thick AGN ($N_H>1.5\times{10}^{24} \, cm^{-2}$), observando trazadores de gas denso (HCN, HCO+, HNC), así como de gas difuso ($^{13}$CO y C$^{18}$O) del espectro obtenido con en la banda de 3 mm con el espectrómetro Redshift Search Receiver (RSR), instalado en el Gran Telescopio Milimétrico (GTM). Se presentan los parámetros físicos obtenidos mediante un análisis de líneas de emisión, complementando éstos con datos multifrecuencia de archivo y de la literatura para dar una visión integral de la actividad central de la galaxia (densidad columnar, masa de gas neutro, ionizado y molecular, SFR, SFE, acreción al BH, etc.).

Ram pressure and galaxy evolution in local galaxy cluster: the GASP perspective

Galaxy clusters are one of the most interesting places to look at when studying galaxy evolution. The dense environment they provide, deeply affects galaxies’ properties such as their stellar populations, the content of their interstellar medium, and their morphology as well. The various physical mechanisms that are responsible for this changes, can be broadly divided in two classes: hydrodynamical and gravitational. While the latter act on the whole galaxy, the former only affect the gas or, more in general, the interstellar medium. The GAs Stripping Phenomena with MUSE (GASP, Poggianti+ 2017) is a survey exploiting the integral field spectrograph MUSE@VLT, that took data for a sample of cluster galaxies showing evidence of on-going ram pressure stripping interaction. I will present some of the main highlights from this survey in the contest of galaxy evolution.

SAINT-EX: curvas de luz de estrellas enanas ultrafrías y exoplanetas transitantes desde San Pedro Mártir

En esta charla, presentaré el proyecto SAINT-EX, los primeros resultados científicos del proyecto y las observaciones desde su instalación al final de 2018 a la fecha. SAINT-EX es el único telescopio en México dedicado al estudio de exoplanetas, y está localizado en el Observatorio Astronómico Nacional de San Pedro Mártir en Baja California. El telescopio de SAINT-EX es de un metro de diámetro, tiene una montura ecuatorial y cuenta con un CCD Andor Ikon y filtros de banda ancha optimizados para obtener curvas de luz de alta precisión. Su operación es remota y robótica y desde marzo de 2019 y hasta el cierre por la pandemia, SAINT-EX operó de manera rutinaria y regular. Ahora en 2021, continuamos operando cuidadosamente y esperamos que la operación pueda regularizarse conforme el riesgo de la pandemia disminuya. SAINT-EX, en colaboración con el proyecto SPECULOOS, nos enfocamos en buscar exoplanetas alrededor de las estrellas enanas ultrafrías, mostraré curvas de luz compuestas con 50 a 100s horas de observación de algunas de ellas, y en la caracterización de sistemas planetarios transitantes. SAINT-EX, como todo el mundo, se vió obligado a cerrar por la pandemia, pero afortunadamente en enero y febrero de 2020, obtuvimos las observaciones de las cuales derivamos curvas de luz de TOI-1266 que nos permitieron confirmar la naturaleza planetaria de los dos tránsitos detectados en la curvas de luz del satélite TESS. Estos resultados fueron publicados en Demory et al. 2020. Después de un cierre completo, en noviembre y diciembre de 2020, obtuvimos las curvas de luz con SAINT-EX que confirmaron la naturaleza de otro sistema planetario, éste con un solo planeta alrededor de una estrella tipo M (Wells et al, 2021). Así, SAINT-EX y el equipo de trabajo continuamos conforme nos lo permite la crisis mundial.

Observando Nebulosas Planetarias con GTC MEGARA

Cerca del 80% de las Nebulosas Planetarias (NPs) son asimétricas mostrando estructuras toroidales, filamentos, flujos colimados, entre otros. La presencia de flujos colimados se ha investigado mediante estudios morfo-cinemáticos de las NPs a partir de imágenes de banda angosta y mapas de Posición-Velocidad construidos a partir de observaciones espectroscópicas de rendija larga de alta dispersión. Sin embargo, esto último nos limita a entender la estructura tridimensional global de la NP ya que únicamente se obtiene información espacial y espectral a lo largo de la orientación en que la rendija fue colocada. Además, estas imágenes y espectros generalmente se obtienen con distintos instrumentos y con diferentes condiciones observacionales. Con la llegada de MEGARA puesto en funcionamiento en el Gran Telescopio Canarias es la primera vez que se realiza un estudio completo en donde se obtengan imágenes de alta calidad y observaciones espectroscópicas con gran resolución espectral de manera simultánea. En particular la red de dispersión VPH665-HR con su resolución espectral de 18,700 permite la adquisición de información cinemática con resoluciones en velocidad de 16 km/s en líneas nebulares claves para el estudio de flujos colimados. MEGARA permite la posibilidad de mapear espacial y cinemáticamente las NPs compactas y de gran tamaño para determinar su morfología, cinemática, distribución de densidad, la zona de interacción de los flujos colimados, entre otras muchas posibilidades de estudio. Las capacidades de esta técnica han sido demostradas por nuestro grupo para HuBi 1, una NP del tipo born-again, donde se ha revelado que su eyección es de una estructura similar a una cáscara; para NGC 2392 se ha obtenido por primera vez una imagen de su jet, proporcionando información detallada sobre su morfología y cinemática y finalmente para M2-31 hemos encontrado que posee múltiples componentes moviéndose con altas velocidades.

Parámetros físicos del gas ionizado en la galaxia starburst NGC 1569 con GTC/MEGARA

NGC 1569 es una galaxia irregular enana con presencia de dos cúmulos estelares masivos, conocidos como A y B en su región central. Hemos mapeado la zona que abarcan estos cúmulos usando el espectrógrafo de campo integrado MEGARA del Gran Telescopio Canarias de 10.4 m. Con un campo de visión (FoV) de 12.5 arcsec$\times$11.3 arcsec, la zona mapeada cubre el gas ionizado en forma de burbuja alrededor del cúmulo A, el cual contiene más de 100 estrellas tipo Wolf Rayet. El intervalo espectral observado (4330-5200 y 6400-6800 Å) contiene líneas nebulares útiles para determinar parámetros físicos, tales como extinción interestelar, temperatura y densidad electrónica. Discutimos la estructura de la burbuja usando los mapas creados en estos parámetros físicos.

Análisis de las líneas de recombinación y de excitación colisional en nebulosas planetarias jóvenes

El factor de discrepancia de abundancias, ADF por sus siglas en inglés, continúa siendo un problema abierto en la física de las regiones fotoionizadas. Este problema se origina a partir de la diferencia entre las abundancias de un mismo ion determinadas a partir de sus líneas de excitación colisional (CELs) y sus líneas de recombinación (ORLs). Diferentes hipótesis han sido propuestas para explicar el origen de esta discrepancia. En este trabajo exploramos la hipótesis de la existencia de dos plasmas coexistentes dentro de las nebulosas planetarias (NPs) como probable origen del ADF. Para esto, a partir de una muestra de cinco NPs compactas y jóvenes (Cn 3-1, Vy 2-2, Vy 1-2, Hu 2-1 e IC 4997), hemos determinado sus condiciones físicas, abundancias, ADFs de O$^{+2}$ y la cinemática de sus distintas CELs y ORLs. Este análisis se ha realizado a partir de espectros profundos y de alta resolución obtenidos con el telescopio de 2.1 m y el espectrógrafo ECHELLE-REOSC del OAN-SPM. Los espectros cubren un rango de longitud de onda de entre 3600 y 7000 Å y tienen una resolución R$\sim$18,000. Hemos confirmado el ADF de una NP y calculado nuevos valores para el resto de la muestra. A partir de los FWHM de las líneas hemos determinado sus velocidades de expansión y hemos analizado su comportamiento respecto a sus potenciales de ionización, los cuales son representativos de la distancia a la estrella central. En tres NPs hemos encontrado que las CELs muestran un gradiente de velocidad, el cual se acelera hacia las zonas externas, mientras que las ORLs muestran menores velocidades y un comportamiento plano; esto podría ser indicativo de que las CELs y ORLs se emiten en distintos plasmas. En las otras dos NPs no podemos encontrar un comportamiento claro de las CELs y ORLs.

Asteroides: formación, evolución, peligros y oportunidades

Los asteroides son residuos de la formación del sistema solar y en ellos encontramos evidencia de las condiciones existentes al inicio de la formación de nuestro sistema planetario y en su evolución posterior. Actualmente se tienen identificados cerca de 800,000 asteroides y miles se siguen decubriendo cada año. La información que poseemos sobre éstos se ha obtenido mayormente de observaciones hechas desde la superficie terrestre y la mayoría de ellos sólo se han estudiado de manera limitada o no se han estudiado en absoluto. Los avances en la tecnología de los viajes espaciales ha permitido visitar una docena de asteroides de los que se ha podido obtener información sobre su composición e inferir más detalles de su estructura. Hay un grupo de asteroides que se acercan $mucho$ a la Tierra, comúnmente llamados NEOs, en los que se tiene un interés particular debido al riesgo de impacto con nuestro planeta. También son de interés debido a la posibilidad tanto de explotar sus recursos minerales como de ser fuentes de combustible costeable para satélites o viajes espaciales. En esta charla presentamos una revisión breve sobre estos temas y de los esfuerzos que desde hace unos pocos años se han realizado en México para formar un grupo interinstitucional que realice investigación y divulgación en esta área.

Estudio de las propiedades físicas de galaxias polvorientas a alto corrimiento al rojo (z>4)

Debido a los procesos que se involucran en la formación y evolución de estructuras en el universo, entender las características del medio interestelar en las galaxias a alto corrimiento al rojo es fundamental. Desde hace más de veinte años el estudio del universo en longitudes de ondas como el lejano infrarrojo, sub/milimétricas y radio han permitido estudiar la emisión de gas molecular y el polvo en las primeras etapas del universo. En este trabajo se presentará la caracterización del gas molecular y del polvo en una muestra de cinco galaxias submilimétricas lejanas (z>4) con altas tasas de formación estelar oscurecidas por polvo ($\sim$ 2000 M$_{\odot}$ año$^{-1}$) y luminosidades en el lejano infrarrojo de $\sim10^{13}$ L$_{\odot}$. Esta muestra fue seleccionada a partir del senso $Herschel$-ATLAS por presentar colores rojos en las bandas de SPIRE ($S_{250\mu \rm{m}}$$<$$S_{350\mu \rm{m}}$$<$$S_{500\mu \rm{m}}$). Un seguimiento de estas fuentes con la cámara AzTEC a 1.1 mm y el Redshift Search Receiver a 3 mm del Gran Telescopio Milimétrico confirmó sus altas luminosidades infrarrojas y corrimientos al rojo espectroscópicos. Con el objetivo de entender el medio interestelar y la formación estelar tan extrema en estas galaxias, usamos modelos de transferencia radiativa para estimar las distribuciones espectrales de energía de las líneas de CO (SLED, por sus siglas en inglés) y así determinamos parámetros físicos como densidad volumétrica del H$_2$ y temperatura cinética del gas. Con esto, se lograron restringir intervalos para las propiedades físicas del gas, así como de la masa del gas molecular de la muestra. De igual forma, a través del ajuste de una distribución espectral de energía a la fotometría de AzTEC y $Herschel$, se caracterizaron propiedades del polvo como su temperatura, índice de emisividad ($\beta$) y masa total.

Estructura morfocinemática de la nebulosa planetaria NGC 6445

Se presenta un modelo morfocinemático de la nebulosa planetaria NGC 6445, utilizando observaciones espectroscópicas de alta dispersión y el software Shape. Las observaciones fueron obtenidas en el Telescopio de 2.1 m del Observatorio Astronómico Nacional en la Sierra de San Pedro Mártir (OAN-SPM) equipado con el instrumento Manchester Echelle Spectrograph (MES/MEZCAL), agrupadas en un total de cinco temporadas de observación. El modelo fue obtenido asumiendo una ley de velocidades homologa para cada estructura (Ley de Hubble). Se proponen lóbulos adicionales a los reportados anteriormente, de tal manera que esta nebulosa confirma su carácter multipolar. El modelo final para NGC 6445 consta de dos lóbulos abiertos orientados casi Este-Oeste, otros dos lóbulos internos adicionales a los primeros, un tercer lóbulo en la región Noreste y una región central formada por un anillo y una pequeña estructura bipolar, con la misma inclinación que el anillo (62°), cercana a una región en donde hay evidencia de emisión por choques. Se propone una posible explicación para la formación de este objeto basada en nuestros datos, nuestro modelo y la información de la literatura. Trabajo realizado con el apoyo del Programa UNAM-DGAPA-PAPIIT IN106720. H.Bello Martinez agradece la beca del proyecto PAPIIT IN106720.

Distribución Espectral de Energía de una muestra de blazares observados con el Gran Telescopio Milimétrico

En este trabajo presentamos la caracterización de la distribución espectral de energía (SED) de una muestra de blazares observados como fuentes de apuntado por el Gran Telescopio Milimétrico. Los blazares son considerados la clase extrema de los AGN debido a su gran variabilidad en todas las bandas del espectro electromagnético. La clase blazar se divide en dos tipos: los objetos BL Lac y los FSRQ, los cuales difieren entre sí por sus características espectrales. La SED de los blazares se caracteriza por una forma de doble joroba, en donde la emisión es dominada por un continuo no término. La joroba de baja energía es atribuida generalmente a radiación sincrotrón producida por electrones relativistas que se mueven dentro de un campo magnético. Dentro de un escenario leptónico, la joroba de altar energías, desde los rayos-X a los rayos-$\gamma$ se explica por procesos de Compton inverso de los electrones relativistas del jet, que interactúan con fotones ya sea de la radiación sincrotrón dentro de la región de emisión (Synchrotron Self Compton), o de campos de fotones externos que interactúan con el jet (External Compton). Utilizando datos cuasi-simultáneos alrededor de la fecha de observación de GTM, se construyó la SED desde el radio hasta los rayos-$\gamma$. Posteriormente, utilizando el código abierto Jet SED modeler and fitting Tool (JetSeT), estimamos la frecuencia pico de sincrotrón para clasificar a las fuentes entre low-, intermediate- y high frequency peaked (LSP, ISP y HSP,). La correlación entre la posición de ésta frecuencia con los procesos de enfriamiento, han sido motivo de estudio a través de la llamada secuencia blazar. Finalmente, concentrándonos en el blazar 3C 273, se modeló SED desde el radio a los rayos-$\gamma$ con un modelo SSC+EC, de donde se obtuvieron parámetros como el tamaño de la región emisora, magnitud del campo magnético, entre otros, que nos permitieron reafirmar que estos modelos son exitosos para este tipo de fuentes.

Lo que nos indican los Campos Magnéticos en estrellas evolucionadas de masa intermedia

Se conoce que los campos magnéticos tienen un efecto importante en la evolución de varios objetos astronómicos en diferentes etapas de su desarrollo. Por ejemplo, esos campos se estudian comúnmente en las regiones de formación estelar y conocemos con muchos detalles el campo magnético de nuestra estrella el Sol. Sin embargo la presencia y el papel de los campos magnéticos en estrellas de tipo solar evolucionadas son menos conocidos. Les presentaré los últimos resultados sobre los estudios de esos campos en objetos de tipo gigantes (AGB) hasta las Nebulosas Planetarias.

Estudio de irregularidades en el viento solar con centelleo interplanetario a 140 MHz con el MEXART

El centelleo interplanetario es el la fluctuación de flujo de fuentes de radio debido a al paso de su señal por el viento solar. Esto es producido por irregularidades de densidad electrónica de pequeña escala ($\sim$ 100 km) en el viento solar. El fenómeno es detectado en Tierra por radiotelescopios al proyectarse un patrón de difracción con las mismas escalas, el cual viaja con la rapidez del viento solar ($\sim$ 400 - 700 km/s). En este trabajo recopilamos 202 observaciones de tránsitos de fuentes de centelleo interplanetario con el radiotelescopio MEXART a 140 MHz. Encontramos como evoluciona la escala de las irregularidades con la distancia al Sol, que va de $\approx$ 250 km cerca del Sol a $\180$ km cerca de 1 unidad astronómica. Con las escalas que encontramos obtenemos también un modelo sencillo para identificar la rapidez del viento solar con observaciones de centelleo, y que también aplicamos para encontrar la rapidez de una eyección de masa coronal. En el año 2021 se actualizó el back-end del MEXART, mejorando su sensibilidad y aumentando su ancho de banda de 2 a 12.5 MHz. Mostramos también observaciones de centelleo interplanetario con la nueva actualización para complementar el presente estudio. Entender la morfología de las irregularidades es de interés para distintos modelos del viento solar y perturbaciones que viajan en él, como eyecciones de masa coronal.

Primeras observaciones del sistema digital del radiotelescopio MEXART

El radiotelescopio MEXART (Mexican Array Radio Telescope) es un instrumento de tránsito en Coeneo, Mich., dedicado principalmente a realizar observaciones de centelleo interplanetario (CIP). El arreglo de 4096 dipolos cubre un área física de casi 10,000m$^2$. tiene una frecuencia central de 139,65 MHz y es el instrumento principal del Laboratorio Nacional de Clima Espacial (LANCE). El MEXART operaba inicialmente con un formador de haces analógico, que producía 16 haces latitudinales fijos. Pese a que el MEXART obtuvo las primeras mediciones de fuentes de CIP, el sistema formador de haces tenía varios problemas. Las haces norte-sur presentaban mala directividad, con lóbulos laterales muy grandes y el instrumento no logró alcanzar el rendimiento esperado. Por ello, encargamos el diseño y construcción de un back-end digital. El nuevo sistema digital resolvió los problemas con la formación de haces, aumentó el ancho de banda y mejoró significativamente la sensibilidad del instrumento. Presentamos la primera luz del sistema digital del MEXART. Se describen las nuevas capacidades técnicas del instrumento y algunos resultados preliminares: una estimación de la sensibilidad del radiotelescopio (∆Smin = 2,28 ± 0,23 Jy), el tránsito de la Galaxia a 140 MHz y un ejemplo de una observación de CIP donde aplicamos la metodología de una sola estación para calcular la velocidad del viento solar. Las nuevas capacidades técnicas del MEXART brindarán la posibilidad de participar en varios estudios científicos. Estos incluyen propiedades del viento solar, pronóstico del clima espacial, perturbaciones ionosféricas y estudios de objetivos astrofísicos como el monitoreo de Fast Radio Bursts (FRB) repetidos y observaciones de púlsares.

Holm 15A: The Largest Depleted Core in the Nearby Universe

We have analyzed new observations of the galaxy Holm 15A. We have studied the deepest large field-of-view of this cD galaxy taken with the 8 m Subaru Telescope and the SUPRIME mosaic camera, taken under sub-arcsec resolution. We combined this observations with data from the 10 m Gran Telescopio Canarias (GTC) and the spectrograph MEGARA in the IFU mode, we also present high-resolution VLA observations searching for signatures of the binary nature of the ultra massive black hole hosted by Holm 15A. In 2014 we reported the largest depleted core in Holm 15A with a record holder cusp radius of $r_{\gamma}=(4.57 \pm 0.06)$ kpc, from observations with the KPNO 0.9 m Telescope, we also suggested a black hole (BH) mass of $M_{\odot}\sim 10^{10} \;M_{\odot}$; but soon after our results were challenged. Recently, Mehrgan et al. reported a BH mass of $M_{\bullet}=(4.0\pm0.8)\times 10^{10}\; M_{\odot}$. In this talk , we presents our newest results showing that our reported core size holds and show how it correlates with the observations from other wavelengths. We also explore the origin of color gradients in cD galaxies and try to explain their origin.

Emisión infrarroja polarizada de Nebulosas pre-planetarias

La transición de una estrella AGB hacia la etapa de Nebulosa planetaria es tema de estudio para la polarimetría infrarroja. Entre estas dos etapas hay una fase intermedia, denominada como nebulosa pre-planetaria, se piensa que la clave para explicar como la estrella pasa de una tener una geometría esférica a una variedad de caprichosas y espectaculares formas se observan en la fase de planetaria. Para explicar el fenómeno se han propuesto la presencia de una compañera o campos magnéticos. En las pre-planetarias, la estrella contiene una gran cantidad de gas polvo frío a su alrededor. Éste material que envuelve a la estrella contiene los vestigios de sus etapa previa (AGB) y por lo tanto, de su evolución. Dado que el polvo es observable en las bandas infrarrojas, nuestro grupo hace observaciones de nebulosas pre-planetarias con el polarímetro infrarrojo POLICAN en el OAGH de Cananea. En este trabajo presentamos una muestra de nebulosas pre-planetarias para las cuales se obtuvimos los mapas de polarización infrarroja. Mostraremos cómo la polarización infrarroja puede contribuir a esclarecer el misterio de sus caprichosas geometrías. La técnica que usamos puede resolver nuevas estructuras que sólo son observables con polarización. Mostraremos también que esta técnica tiene potencial para clasificar diferentes escenarios asociados a la evolución de los halos, estructuras bipolares, ansae y la región central de las nebulosas planetarias y pre-planetarias de acuerdo a su polarización.

Estudio Espectroscópico Óptico-NIR de Cuasares en el contexto del Eigenvector 1

Presentamos resultados del análisis espectral multicomponente en el óptico-NIR, de las regiones de H$\beta$ y el triplete de CaII (CaT~8580A), de una muestra de ocho cuasares radio emisores a z ~0.44 y log$\lambda$L$_{\lambda(5100A)}$~ 45, dentro del contexto del Eigenvector 1 (E1, Sulentic et al. 2000). El plano óptico del E1 organiza las propiedades de los cuasares a partir de la correlación entre el FWHM(H$\beta$) y el cociente RFeII=W(FeII)/W(H$\beta$), los objetos pertenecientes a una misma región en el plano, presentan propiedades físicas similares. Por otro lado, se ha propuesto que las condiciones físicas de CaII y FeII son similares, de modo que podría usarse CaII como un símil a FeII (RCaT = W(CaII)/W(H$\beta$)), con la enorme ventaja de que la estructura de CaII es mucho más simple que la de FeII. Los espectros ópticos usados fueron tomados del SDSS-DR12, donde se aislaron las distintas componentes de H$\beta$, así como la emisión de FeII. Para el NIR, se analizaron espectros observados con la cámara infrarroja ISAAC/VLT, aislando las líneas en emisión del OI8446, el triplete de CaII y FeII. Se buscaron correlaciones entre las distintas componentes espectrales de ambas regiones, tomando como referencia los objetos de Martínez-Aldama et al. 2021; que contiene objetos radio emisores y radio callados en un rango de z ~ 0.01-1.68 y luminosidades log$\lambda$L$_{\lambda5100A} $~ 42.5-47.7, pero con una brecha en z y luminosidad en la región de nuestra muestra de 8 cuasares. También se derivaron y buscaron correlaciones con propiedades como la masa del hoyo negro o la tasa de acreción. Encontramos que efectivamente RFeII y RCaT parecen estar correlacionadas. Además, ambas muestras presentan un comportamiento similar dentro de las correlaciones estudiadas, lo que podría indicar que la emisión en radio no está afectando directamente a las regiones en el óptico-NIR. Sin embargo, la muestra de los objetos radio emisores es pequeña y podría estar sesgada por número.

Regiones de interacción entre corrientes de viento solar registradas durante los años: 2007-2008 y 2018

Las regiones de interacción entre corrientes (RICs) son estructuras de viento solar (VS) que se forman en el medio interplanetario cuando un flujo de VS rápido alcanza a un flujo de VS lento que le precede. Las RICs tienden a incrementar la actividad geomagnética cuando interaccionan con la magnetosfera de la Tierra. El estudio de la interacción RICs-magnetosfera es importante para efectos de clima espacial. Basados en observaciones in-situ reportadas por la nave Wind, analizamos un conjunto de RICs que fueron registradas durante los años 2007-2008 y 2018 correspondientes a la fase descendente de los ciclos solares 23 y 24. Analizamos los parámetros de VS justo antes, durante y después de la región de compresión. Medimos el ancho de la región de compresión, la posición relativa de la interfase de corrientes (IC) dentro de la RIC, la inclinación latitudinal de la IC, y la transferencia de momento entre la corriente de VS rápido y lento. Además cuantificamos el nivel de actividad geomagnética generada por cada RIC usando dos índices geomagnéticos globales: Kp y SYM-H. Finalmente, analizamos las propiedades de los hoyos coronales donde se originó el VS rápido que generó cada RIC usando imágenes en extremo ultravioleta.

Emisión libre-libre en radio de la CME del 7 de Marzo de 2011 : Comparación con observaciones sintéticas

En este trabajo, se presenta un modelo semianalítico para calcular la emisión libre-libre en frecuencias de radio producida por la interacción de una Eyección de Masa Coronal con el viento solar. En particular, estudiamos la emisión producida por ondas de choque generadas en el evento eruptivo ocurrido el 7 de Marzo de 2011. Se comparan nuestros resultados con observaciones sintéticas (modelos numéricos) de este evento, en virtud de que no se cuenta con información de observaciones reales para este tipo de emisión en Eyecciones de Masa Coronal.

Estimación del estado evolutivo de sistemas de galaxias basada en entropía

A lo largo su formación, los cúmulos de galaxias experimentan constantes cambios de estado termodinámico antes de alcanzar el relajamiento dinámico dado por la virialización. Debido a los diferentes procesos gravitacionales y su interacción con el entorno (fusiones y acreción de grupos) los cúmulos atraviesan secuencias de estados relajados y no relajados. Determinar el estado dinámico actual de un cúmulo específico (o cúmulo futuro) es una tarea difícil y, aunque existen muchas formas de tratar el problema observacionalmente, no existe un modelo simple motivado desde la física lo suficientemente robusto en sus resultados. Nuestra propuesta es cuantificar el grado evolutivo de los sistemas de galaxias a partir de sus propiedades globales observadas, mediante estimaciones de sus entropías. Se espera que la evolución de estos sistemas progrese en la dirección del aumento de entropía conforme se acercan al relajamiento dinámico. Para el caso de sistemas aislados, la virialización deberá corresponder a un estado de máxima entropía; mientras que, para sistemas abiertos, las secuencias de fusiones y acreciones generan nuevos máximos de entropía. Debido al peculiar comportamiento termodinámico de los sistemas autogravitantes las ecuaciones convencionales no se ajustan por completo a su descripción, por lo que en este trabajo presentamos un formalismo que modifica algunas de esas ecuaciones termodinámicas para incluirlos. En nuestro modelo la entropía se calcula en función de la masa virial, la dispersión de velocidad y el volumen de los sistemas. Para validar el modelo termodinámico realizamos mediciones de entropía de la información y del grado de relajación de las funciones de distribución de probabilidad radial, azimutal y en la línea de visión de las galaxias del cúmulo. Este método fue aplicado a una muestra de 71 cúmulos bien muestreados del Universo Local, y los resultados correlacionan muy bien estimaciones previas de sus estados dinámicos.

Estudio polarimétrico en cercano infrarrojo de NGC6543

En este trabajo se exponen los resultados obtenidos en banda H (1.65 μm) del cercano infrarrojo utilizando el instrumento POLICAN de la cámara CANICA. Este instrumento está montado en el telescopio de 2.1 metros del Observatorio Astrofísico Guillermo Haro (OAGH) y cuenta con la capacidad de obtener imágenes en distintos ángulos de polarización lineal con el fin de obtener los Parámetros de Stokes de la luz emitida por distintos objetos astronómicos. Las observaciones en polarización fueron realizadas tomando una serie de imágenes por cada uno de los ángulos 0°, 22°, 45° y 67° con un tiempo de integración suficiente para obtener una señal a ruido en un valor mayor o igual a 10 (SNR ≥ 10) debido a que esto garantizará la fiabilidad de los datos obtenidos. Posteriormente se procedió a la reducción de estos datos combinando las imágenes obtenidas para cada ángulo y obteniendo finalmente los parámetros I, Q y U a partir de los cuales se calcula el grado y ángulo de polarización, lo que permitió la construcción de un mapa de la región en el que se puede observar su distribución. El estudio en polarimetría de la nebulosa planetaria NGC6543 muestra polarización de la región central en conjunto con las estructuras que la rodean, con niveles de polarización de hasta el 80%, lo que abre la posibilidad de que este fenómeno sea resultante de polarización por dispersión y por dicroísmo, entre otras causas. Estas observaciones permiten resolver la estructura de NGC6543 debido a la emisión de luz polarizada del gas y polvo presentes en la nebulosa.

nProFit: una herramienta computacional para el ajuste de modelos dinámicos a n objetos en una imagen

Presentamos nProFit, una herramienta diseñada en Python, Pyraf y Fortran, que ajusta modelos dinámicos a perfiles de brillo superficial observados. nProFit extrae imágenes centradas en cada objeto, a partir de coordenadas suministradas por el usuario. Posteriormente, estima valores de fondo del cielo, y los resta a dichas imágenes individuales. La importancia de dicha estimación y resta, residen en que una sobreestimación de dichos valores, pueden resultar en valores de radios de marea mayores, sobreestimando el tamaño real de los objetos estudiados. nProFit estima elipticidades y ángulos de posición, mediante un ajuste de isofotas, el cual es posteriormente usado para extraer los perfiles de brillo superficial de cada objeto, mediante un subsecuente ajuste de isofotas. Dichos perfiles son ajustados con modelos dinámicos (King y Wilson) y modelos de Moffat-EFF, convolucionados con una imagen de PSF previamente suministrada por el usuario. Para el ajuste, nProFit usa un técnica de minimización de $\chi^2$, de la cual se calculan de la misma manera los intervalos de confianza, posteriormente usados para estimar los errores en los parámetros estructurales obtenidos radios de escala ($r_d$ y $r_0$) y parámetros de forma ($\gamma$ y $c$ ). A diferencia de otras herramientas como Galfit y Ishape, nProFit permite obtener un importante conjunto de parámetros dinámicamente relevantes como masas ($M_{tot}$), luminosidades ($L_{tot}$), densidades centrales superficial ($\Sigma_0$) y volumétrica ($\rho_0$), energía de ligadura ($E_b$), dispersiones centrales de velocidad de estrellas ($\sigma_0$). En el caso de Moffat-EFF, consideramos una prescripción teórica, para poder obtener dichos parámetros a partir del teorema de Jeans. nProFit también estima otros parámetros comunmente obtenidos por dichas herramientas: radio del core ($R_c$), radio a media luz ($R_h$) y radios de marea ($R_h$).

Dynamics of Small Bodies in the Solar System and the Role of TAOS II for Their Detection

The extensive group of small bodies in the solar system comprises a large family covering a broad range of sizes, from sub-micrometer-sized dust up to thousand km-sized dwarf planets; meteors, comets, asteroids, Centaurs, and trans-Neptunian objects are all part of this group. The long-term evolution of those small bodies and their dynamical interrelations constitute prime topics of research in the era of large-scale computational Astrophysics. In this talk, I will present a brief review of the dynamical connections between different populations of small bodies in the solar system, as well as the role of the Trans-Neptunian Automated Occultation Survey (TAOS II) in pushing the detection limits of small trans-Neptunian objects, which constitute the reservoir of low-inclination comets.

Rotación, Actividad y Acreción de estrellas T Tauri en la era de grandes exploraciones

En la actualidad se tiene a disposición una enorme cantidad de datos fotométricos, cinemáticos y espectroscópicos de todo el cielo de una calidad sin precedentes para realizar estudios sistemáticos a gran escala de objetos celestes. Particularmente, por los múltiples procesos involucrados en la formación y evolución temprana de las estrellas, estos datos forman un recurso exquisito para detectar y caracterizar las denominadas estrellas T Tauri, así como también la población de discos protoplanetarios asociados a estos objetos. Exploraciones espectroscópicas como APOGEE (en el cercano IR), LAMOST (en el óptico) y un gran número de espectros ópticos de proyectos internos, nos permite obtener la temperatura efectiva para la muestra, inferir velocidades radiales y velocidades de rotación, estatus de acreción de material del disco a la estrella, indices de actividad estelar (e.g. líneas de CaII), e inclusive confirmación de juventud al medir la línea del litio a 6708A. Estos resultados en combinación con la fotometría, movimientos propios y paralajes del catálogo GAIA-EDR3, nos permite analizar la coherencia cinemática de grupos estelares jóvenes y estimar otros parámetros estelares como son la extinción, luminosidad, masa y edad. Por otro lado, TESS proporcionan curvas de luz de alta precisión para gran parte de la muestra observada espectroscópicamente. El análisis de estos datos nos permite inferir la presencia de discos protoplanetarios que ocultan de forma cuasi periódica la luz de la estrella, medir periodos originados por la rotación de estrellas con manchas, y detectar estrellas con ráfagas estelares (flares). Finalmente, el catálogo WISE y los datos disponibles de Spitzer proporciona brillos en el cercano y mediano infrarrojo, que nos permite detectar y caracterizar discos protoplanetarios.

Periodogramas de curvas de luz para OJ 287 y Mrk 421

En esta charla se expondrán los resultados obtenidos de analizar periodogramas en curvas de luz de los blazares OJ 287 y Mrk 421, realizados con diferentes herramientas estadísticas y computacionales. También se describirá un método de maximum likelihood para capturar periodicidades de tipo “outbursts" y/o eclipses con la intención de obtener periodos con incertidumbres bien definidos. Se reportará un periodo, diferente para cada objeto, el cual es independiente de las frecuencias analizadas: radio, óptico, rayos-X y rayos-gamma.

Understanding the Origin of the Mass Spectrum in Stellar Associations

The origin of the stellar initial mass function (IMF) is one of the most important open questions in modern Astrophysics. The answer to this question could be found by studying the earliest stages in the formation of stars through the analysis of the so-called core mass function (CMF). In this study we present the CMF of the massive star-forming clump G33.92+0.11 using high-resolution 1.3 mm observations obtained with the Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA). We work with differential and continuous representations of the CMF to correct incompleteness in our sample of detected cores. The high-mass end ($M\gtrsim2.0\ M_\odot$) of the corrected CMF is well-represented by a power-law function ($dN/d\log M\propto M^\Gamma$) and to parameterize this CMF use two different techniques: i) by fitting power-law functions to the corrected CMF, and ii) by comparing the observed CMF to simulated samples with similar incompleteness. In the first approach, which is the most widely used in the literature, the resulting slope measurements suffer from a flattening bias that could be significant. We provide a prescription to use Monte Carlos simulation to correct this effect. The resulting slopes from both techniques are in good agreement with each other, with $\Gamma=-1.11_{-0.11}^{+0.12}$ being out adopted value. We compare this slope with the Salpeter IMF ($\Gamma=-1.35$) by using Monte Carlo simulations and find that the G33.92+0.11 CMF is statistically indistinguishable from the Salpeter IMF. This result is consistent with the idea that the form of the IMF is inherited from the CMF, at least at high masses and when the latter is observed at high-enough resolution.

Cráteres y sistemas de rayos: de la Luna al laboratorio

Los cráteres moldean la superficie de lunas y planetas. Desde las observaciones pioneras de Galileo en 1609, seguimos maravillándonos con las morfologías de dichas estructuras. Algunos de ellos tiene geometría simple, como de tazón, pero existen otros con morfologías más complejas, con elevaciones centrales, terrazas, y algunos con sistemas de rayos saliendo del punto de impacto. En esta plática presentaré experimentos a escala de laboratorio usando materia granular, enfocados en el estudio de distintos procesos de formación de cráteres simples y complejos, cráteres dobles y triples, así como las condiciones requeridas para producir los enigmáticos sistemas de rayos. Además, se muestra que el borde de los cráteres se hace circular conforme la energía de impacto aumenta, independientemente de la forma del proyectil que los produce, explicando por qué la morfología de un cráter es independiente de la forma del meteorito que le dio origen. Aunque dichas investigaciones son estrictamente válidas a escala de laboratorio, pueden darnos información relevante sobre los mecanismos que ocurren a escala planetaria.

La Vía Láctea: Una visión del siglo XXI

En esta ponencia revisaremos un poco de lo que se ha aprendido sobre nuestra Galaxia, a la luz de los datos de Gaia y otros sondeos recientes. El énfasis será en la dinámica, mas no es en descubrimientos particulares, sino en el cambio cualitativo de nuestro concepto del estado dinámico actual de la Galaxia, producto de estos nuevos datos y descubrimientos. También describiremos algunas de las nuevas herramientas teóricas, y extensión de métodos tradicionales, que es ahora posible aplicar a la luz de los nuevos datos, y que son necesarios para interpretar la nueva información. La Galaxia, o más bien nuestro entendimiento de la misma, ya no es lo que era antes.

Jets de protoestrellas masivas: Cep A HW2 tras bambalinas

Los jets protoestelares juegan un papel fundamental en la evolución temprana de las protoestrellas de todas las masas. En el caso de estrellas de baja masa (< 8 Masas solares), existen fuertes evidencias observacionales de que el lanzamiento y colimación de los jets se debe a los mecanismos X-wind/disc-wind. En estos modelos, es el sistema protoestrella-disco el que generaría las condiciones necesarias para lanzar y colimar los jets en regiones muy cercanas a la protoestrella mediante fuertes campos magnéticos. Por otro lado, el orgin de jets de estrellas más masivas ha sido estudiado en menor medida, debido en parte a la dificultad de resolver angularmente las regiones de colimación en estos objetos más distantes. En esta plática se presentan resultados obtenidos recientemente a partir de las observaciones en radio de mayor resolución angular hasta la fecha de un jet impulsado por una estrella masiva, el radiojet Cep A HW2. Se presentan imágenes de la emisión en radiofecuencias a tan sólo 20 au de la protoestrella, resolviendo por primera vez las regiones más internas (< 100 au) de un jet protoestelar masivo. La morfología observada del radiojet en este objeto masivo es muy distinta a la típicamente observada en jets de protoestrellas de baja masa. Se halló que el material expulsado en HW2 presenta dos componentes: un viento poco colimado lanzado desde el sistema protoestrella/disco, y una componente altamente colimada que se origina a una distancia de 20-30 au de la protoestrella. A partir de estos resultados se discuten dos posibles escenarios: la extensión del modelo clásico disc-wind a estrellas masivas, o la colimación externa de un viento inicialmente poco colimado. Estos resultados tienen importantes consecuencias para la comprensión del fenómeno de formación de estrellas de diferentes masas.

A self-consistent treatment of dust inner rims in T Tauri disks

Protoplanetary disks are natural products of the star formation process, and the sites where new planetary systems emerge. Understanding the physical processes they undergo allows us to elucidate the origin of the Solar System, and also of new planetary systems. The innermost regions of T Tauri disks ($\sim$ 0.05-10 au) are of particular interest, since they show evidence of evolution; moreover in those regions terrestrial planets have been found (e.g. Guillon et al. 2017). In addition, the dust inner rim (or the wall) dominates the near-IR emission of the spectral energy distribution (SED) of disk-bearing stars and thus, a realistic treatment for the shape and emission of the wall needs to be included when detailed fittings to the observed SEDs of T Tauri stars are performed. In this work we present a self-consistent treatment for dust inner rims in T Tauri disks, based on the models by D'Alessio et al. (1998, 1999, 2001, 2005, 2006), and show that they are curved surfaces and not vertical fronts. Our results have direct implications on the properties of new planets, forming in the innermost regions of the disks.

La historia química de la Vía Láctea interpreta abundancias químicas en galaxias del survey de CALIFA

Modelos de evolución química para una galaxia tipo Vía Láctea (MW) fueron utilizados para estudiar las relaciones: i) He/H vs O/H, observada en regiones HII, y ii) [α/Fe] vs [Fe/H], determinada a partir de regiones HII y de poblaciones estelares subyacentes en galaxias tardías y tempranas del survey de CALIFA (Calar Alto Legacy Integral Field Area). Los modelos consideran: escenario dentro-fuera para la formación galáctica de la MW, número de estrellas masivas o eficiencia de pérdida de gas galáctico dependientes de la formación estelar, y eficiencia estelar para producir de elementos químicos dependiente de la metalicidad. Dichas relaciones determinadas en diversos tipos morfológicos y amplio intervalo de masas estelares pueden ser explicadas por los modelos realizados para la MW, lo cual destaca la conexión entre las tendencias resueltas y globales en galaxias.

NAECs: Coordinadores Nacionales de Educación en Astronomía - México

Como parte del Plan Estratégico 2020-2030 de la Unión Astronómica Internacional, a finales de 2019 se estableció la Oficina de Astronomía para la Educación (Office of Astronomy for Education, OAE), cuya finalidad es apoyar a astrónomos y profesores que estén acercando la astronomía a las escuelas, facilitando el intercambio de conocimientos entre astrónomos profesionales, expertos en enseñanza y profesores frente a grupo. Una de las primeras actividades de la OAE ha sido la conformación de una red mundial, con representantes de cada país, a los que se les ha denominado, Coordinadores Nacionales de Educación en Astronomía (National Astronomy Education Coordinators, NAECs). A través de la red se promoverá una mayor inclusión de la astronomía en los planes de estudio de cada país, se apoyará a los maestros con investigaciones educativas basadas en la evidencia y se proporcionará apoyo a la comunidad en su desarrollo profesional. Parte de la misión de la OAE es hacer un inventario de la educación astronómica en todo el mundo. A los equipos NAECs se nos ha solicitado información sobre la astronomía en los planes de estudio de todos los niveles educativos. Una gran fracción de los países participantes ya la han enviado y se está procesando para crear una visión general de la enseñanza de la astronomía en todo el mundo Una de las primeras actividades del equipo NAEC-México fue colectar esta información. Realizamos una búsqueda a través de profesores de diferentes niveles educativos, así como con profesores-investigadores de universidades e institutos de investigación. Se consultaron planes y programas de estudio desde educación básica hasta páginas de licenciaturas. Con estos elementos generamos una primera aproximación al estado de la enseñanza de la astronomía en México desde preescolar hasta licenciatura. En este trabajo queremos presentarnos como el equipo NAEC-México, comentarles sobre nuestras actividades iniciales e invitarles a participar en las siguientes.

Impacto dinámico de los brazos espirales y su huella en las observables del disco Galáctico

En los últimos años se ha comprobado que el disco estelar de nuestra Galaxia es perturbado por varias estructuras. Un caso especial es el de los brazos espirales, que junto con la barra central impulsan la evolución de la Galaxia a través del transporte de momento angular. En esta plática describiré como el efecto dinámico de los brazos espirales modifica la cinemática estelar, mezcla radialmente las estrellas, y crea subestructuras en la distribución de velocidades del disco de la Vía Láctea. Además, mostraré como se refleja esta huella dinámica de los brazos espirales en diversas observables del disco; y revisaremos la evidencia que se ha encontrado sobre el reordenamiento de las velocidades estelares, migración radial, y como incluso la posición de los brazos espirales está impresa en la cinemática de las estrellas. Gran parte de estas observaciones nos han sido reveladas recientemente por la misión Gaia, que fue diseñada para investigar el origen, evolución, y estructura de la Galaxia, y que nos ha dado el censo más grande y preciso de posiciones, velocidades, y otras propiedades estelares.

A numerical study of CO kinematics in the CepE-mm Molecular Outflow

Los jets protoestelares y los flujos moleculares son un agente importante en la retroalimentación de los procesos de formación estelar y afectan la física y la química del gas a todas las escalas, desde los grandes complejos moleculares hasta la nube que alimenta una estrella en formación. Gracias al desarrollo de códigos 2D/3D quimico-hidrodinámicos que modelan las propiedades químicas y cinéticas del medio interestelar, como WALKIMYA, estamos en posición de investigar la interacción compleja de los jets generados por la acreción de la protoestrella con el gas protoestelar. El sistema flujo/jet generado por la protoestrella CepE-mm es especialmente intrigante por la estructura de múltiples choques internos detectados en la emisión de CO observada con el interferómetro IRAM. Al mismo tiempo, se detecta que el material del jet es acelerado hasta velocidades hipersónicas al alejarse de la protoestrella. En este trabajo mostraremos como una comparación entre simulaciones numéricas usando WALKIMYA y las observaciones de la emisión de CO a escala angular de arcosegundos nos permiten reconstruir la historia de los eventos de pérdida de masa que formaron el sistema CepE-mm. Además discutiremos las restricciones que nuestros modelos requieren en el proceso de eyección del jet, su interacción con la envoltura original y la abundancia de CO en el flujo molecular.

Divulgar astronomía durante y después de la pandemia: retos y aprendizajes

En esta plática compartiremos los retos y lecciones aprendidas al realizar divulgación de la astronomía durante la pandemia de Covid-19 en el Instituto de Radioastronomía y Astrofísica de la UNAM, Campus Morelia, y los desafíos del retorno a actividades presenciales. Las actividades de divulgación en línea se volvieron la norma desde marzo de 2020. Esto trajo retos de adaptación y de aprendizaje de nuevas herramientas, pero también modificó cómo concebimos la divulgación y la comunicación de la ciencia en general. Este tipo de actividades nos trajeron ventajas, como la dispersión geográfica del público y la identificación de las audiencias, pero también trajeron desventajas como la pérdida de contacto directo con el público local, particularmente importante para las actividades de observación directa con telescopios y la atención a escuelas de nuestro municipio y estado. Comentaré también las estrategias en proceso de implementación para el regreso a actividades presenciales, que procuran a la vez aprovechar los aprendizajes obtenidos, retomar el contacto directo perdido, y replantear el enfoque de la divulgación y comunicación del a ciencia institucional.

Sintonizando el Universo: Instrumentación para Radioastronomía en México

El desarrollo de instrumentación astronómica en México tiene una larga historia, en parte por la presencia de telescopios de luz visible en varios observatorios, particularmente en Tonantzintla, San Pedro Mártir y Cananea. Por ende, los proyectos de instrumentación típicamente se han enfocado en las ventanas del infrarrojo y luz visible, con algunos destacados proyectos dedicados a la instrumentación en radio frecuencias. A lo largo de los años, la comunidad de radioastrónomos mexicanos ha crecido, y más aún, ahora contamos con radiotelescopios en México, como son el Gran Telescopio Milimétrico y el Mexican Array Radio Telescope. En parte por estas razones, en años recientes ha aumentado el número de proyectos de radio instrumentación en México. En esta charla les presento algunos proyectos en desarrollo, explicando su motivación científica, describiendo sus detalles técnicos, y mostrando el estado de avance.

Star formation history of the solar neighbourhood as told by Gaia

The Gaia DR2 catalog is the best source of stellar astrometric and photometric data available today. The history of the Milky Way galaxy is written in stone in this data set. Parallaxes and photometry tell us where the stars are today, when were they formed, and with what chemical content, i.e. their star formation history (SFH). We develop a Bayesian hierarchical model suited to reconstruct the SFH of a resolved stellar population. We study the stars brighter than G=15 within 100 pc of the Sun in Gaia DR2 and derive a SFH of the solar neighbourhood in agreement with previous determinations and improving upon them because we detect chemical enrichment. Our results show a maximum of star formation activity about 10 Gyr ago, producing large numbers of stars with slightly below solar metallicity (Z=0.014), followed by a decrease in star formation up to a minimum level occurring around 8 Gyr ago. After a quiet period, star formation rises to a maximum at about 5 Gyr ago, forming stars of solar metallicity (Z=0.017). Finally, star formation has been decreasing until the present, forming stars of Z=0.03 at a residual level. We test the effects introduced in the inferred SFH by ignoring the presence of unresolved binary stars in the sample, reducing the apparent limiting magnitude, and modifying the stellar initial mass function.

TolTEC, la nueva cámara de continuo del Gran Telescopio Milimétrico Alfonso Serrano

TolTEC es la cámara de imagen simultánea a 1.1/1.4/2.1mm a punto de ser instalada en el GTM. Como parte del compromiso del equipo de TolTEC se han aprobado 4 censos públicos, de legado, galácticos y extragalácticos, que previsiblemente se ejecutarán en 2021-2023, tras un año y medio de retraso. En esta plática se describirán brevemente las características de los censos, las herramientas de simulación y análisis disponibles a la comunidad, y los planes de afinamiento de la cámara ya aprobados.

Giant Molecular Clouds in the Fourth Galactic Quadrant: Physical properties, star-forming activity and CO and 13CO radial trends

We study the physical properties of 29 identified giant molecular clouds (GMCs) in the Galactic disk (|b| < 2) in a Galactic longitude and velocity range from 300deg to 350deg and from -150 km/s to -10 km/s, respectively. Our study, focusing on the mass and other physical parameters using radial cross CO observations of optical thick and optical thin lines. We use the Columbia - U. de Chile CO and 13CO(J=1-0) data towards the molecular cloud sample above defined, and calculate their masses under three standard methods: virial, X-factor and LTE approximation. In general, for the complete MC sample, the Larson relations are met in agreement with previous theoretical and observational studies. Our study reveals that on average, MLTE is a 2.5 factor higher than Mvir, which might indicate that less massive clouds could not be in virial equilibrium. The average radial trend of some physical properties derived from the CO and 13CO emission such as the peak temperature, integrated intensity, and column density, indicates that a significant difference in the conversion factor is obtained towards the center of the clouds when compared to that obtained towards the borders. This could have important effects in extragalactic and cosmological studies where the only way to measure the molecular gas mass is by means of the X-factor.

Análisis fotométrico para la obtención de parámetros estructurales del súper cúmulo estelar NGC 1569-A

El estudio de los cúmulos estelares ofrece un entendimiento de su formación, evolución, estructura, dinámica y química, así como para medir la fuerza gravitacional de la galaxia en donde se encuentren. En este trabajo, se hace un estudio del supercúmulo estelar A en la galaxia NGC 1569, para asimetría a escalas de parsecs en la parte central del cúmulo. Exploramos la posibilidad de reproducir esta morfología elongada como la suma de dos cúmulos compactos, cada uno con radio característico de alrededor de 1 pc. La morfología está bien reproducida con la presencia de sub-cúmulos en su centro.

Primeras imágenes obtenidas durante las pruebas de ingeniería del nuevo instrumento OPTICAM del OAN-SPM

OPTICAM (https://www.southampton.ac.uk/opticam) es un sistema de imagen óptica simultáneo en 3 colores y alta resolución temporal disponible en el telescopio de 2.1 m del Observatorio Astronómico Nacional San Pedro Mártir (OAN-SPM), México. OPTICAM está equipado con tres cámaras sCMOS Andor Zyla 4.2-Plus y un conjunto de filtros SDSS que permitirán cobertura óptica en el rango de 320–1,100 nm. OPTICAM permitirá realizar exposiciones en el orden de sub-segundos. Un amplio rango de fuentes astrofísicas de rápida variabilidad podrán ser observadas con este nuevo sistema. En estre trabajo se describe al configuración instrumental de OPTICAM y se presentan los resultados de las primeras observaciones durante pruebas de ingeniería realizadas en Octubre de 2019 en el OAN-SPM. OPTICAM fue desarrollado por la Universidad de Southampton, el Instituto de Astronomía de la Universidad Nacional Autónoma de México (UNAM) y el Observatorio Astronómico Nacional de China (NAOC).

Estudio de la variación secular de la estrella SX Phoenics BL CAM

A partir de los recién determinados tiempos de máximo en fotometría de la estrella SX Phe BL Cam y una recopilación de tiempos de máximo de la literatura, se analiza la variación secular del periodo de pulsación a través del diagrama O-C, obteniendo evidencia de que la estrella compone un sistema binario, para el cual se realizó un estudio, obteniendo los parámetros orbitales de la estrella compañera.

Parámetros físicos de la estrella RR Leo

A partir de las curvas de luz obtenidas con las observaciones fotométricas con CCD, calculamos el periodo y tiempos de máximo brillo de la estrella RR Leo, que es una estrella del tipo RR Lira. Con los datos en fotometría de Strömgren y los recopilados de la literatura, hemos determinado los parámetros físicos de esta estrella.

X-ray view of polarized Seyfert 1 galaxies

The detection of broad optical emission lines, emerging from the broad-line region (BLR), in polarized light from Seyfert 2 galaxies suggests that they are, intrinsically, the same type of Active Galactic Nuclei (AGN) than those classified as Seyfert 1 (Sy 1), who exhibit broad emission lines in unpolarized light, and that their differences are due to the orientation in which we observe them. In polarized light, according to observations, a model that describes two scattering regions, equatorial and polar, was developed. We propose to perform a study of a sample of Sy 1 galaxies in the X-rays with the main objective of independently test this modification to the Unified Model by comparing the absorption of the torus' atmosphere with the orientation of polarization modeled from their spectropolarimetric properties. In particular, X-ray spectroscopy can be used to measure the equivalent hydrogen column of the absorbing material of the torus in the case of the polar-scattered Sy 1 galaxies which are supposed to be seen through the atmosphere of the torus. If this is the case, as proposed by the scattering unified model, the X-ray properties of the polar-Sy 1 galaxies should be different from the equatorial-Sy1 galaxies, which are not supposed to be blocked at all by the torus.

Metal-THINGS: uncovering the origin of local and global scaling relationships I

Global scaling relations between SFR and stellar mass (M-SFR), and between mass and metallicity (M-Z), have been explored for many years (Tremonti et al. 2004, Noeske et al. 07, Lara-Lopez et al. 2013). Different physical explanations can be given to justify the nature of these relationships, the presence of galactic inflows and outflows and how they affect the metal enrichment in galaxies is still a matter of debate. Many observational and theoretical approaches have been done around the origin of the M-Z relation, either attributed to the presence of inflows Dalcanton (2007), outflows Larson et al. (1974), differences in the star formation efficiency of galaxies (Brooks et al. 2009, Finlantor & Dave 2008, Calura et al. 2009), or variations on the IMF (Koppen 2007). Recently, IFU surveys have established local scaling relationships, such as the mass density-metallicity relation (M-Z, Rosales-Ortega et al. 2012) for individual HII regions, which mimics the global M-Z relation. Other local scaling relationships mimic as well the global scaling relationships, such as the surface mass density- SFR surface density, which mimics as well the main sequence formed by the mass-star formation rate relation (M-SFR, e.g., Noeske et al. 2007). For both of them, local and global scaling relationships, downsizing has claimed to be responsible. The nature of downsizing however, remains uncertain. Another important scaling relation is given by the so call Kennicutt-Schmidt law, given by the relation between gas surface density and SFR surface density (Kennicutt 1998). This work will show the advances in the derivation of this scaling relation.

Doce al Patíbulo: estrellas jóvenes en doce regiones de formación estelar galáctica con APOGEE-2

Presentamos los resultados del análisis de propiedades espectrales ($\mathrm{T_{eff}}$, $\log{g}$, v$_{rad}$, v$sin{i}$, [Fe/H], $\mathrm{[\alpha/Fe]}$), físicas ($\mathrm{L/L_\odot}$, $\mathrm{M/M_\odot}$ , $\mathrm{\tau/{Myr}}$, $\mathrm{A_V/mag}$) y cinemáticas ($\vec{X},\vec{V}$) de más de 7 mil fuentes estelares jóvenes asociadas a 12 regiones de formaci\'on estelar gal\'acticas estudiadas como parte de programas especiales de ciencia de estrellas y cúmulos estelares jóvenes en el sondeo SDSS APOGEE-2. Presentaremos una comparación de las propiedades espectrales obtenidas con métodos de clasificación con y sin aplicación de una red neuronal para ajustarse a modelos de pre-secuencia principal. Discutiremos las propiedades de estrellas con excesos infrarrojos asociados a discos protoplanetarios prominentes, anémicos y en trancisión. Hablaremos de como estos datos nos ayudan a entender la evolución de cúmulos estelares en regiones de formación de baja masa (p.ej. Tauro) y en complejos masivos (W3/W4/W5). Mostraremos los planes para estudiar una muestra dos órdenes de magnitud mayor en el sondeo SDSS-V Milky Way Mapper.

Análisis de señales relacionadas con estallidos de radio Solares tipo III con el e-CALLISTO del Intituto de Geofísica, UNAM

Los estallidos de radio Solares (ERS) son eventos relacionados con la actividad Solar y se produce a diferentes niveles de la atmósfera del Sol (principalmente en la región coronal); Se pueden relacionar con regiones activas, fulguraciones, protuberancias de tipo eruptivo y eyecciones de masa coronal. Dependiendo de su duración, intensidad y comportamiento espectral, podemos clasificarlos como Tipo I, II, III y IV. Los ERS tipo III se relacionan comúnmente con algunos episodios cortos de ráfagas o fulguraciones por lo que suelen ser muy breves en el tiempo y observarse principalmente en bajas frecuencias. El mecanismo de emisión más aceptado implica ondas de Langmuir que son generadas cerca de la frecuencia local del plasma por un haz de electrones con velocidades de un décimo la velocidad de la luz . Para observar los ERS, se uso el e-Callisto, un espectrómetro que opera en la banda de 45 a 840 MHz que esencialmente esta diseñado para la observación y detección de dichos estallidos de radio para el monitoreo del clima espacial. Durante el mes de mayo de 2019, tuvo lugar un incremento considerable en la actividad solar y la estación del e-callisto del Instituto de Geofísica detecto dos señales aparentemente relacionadas con estallidos de tipo III. Sin embargo, el ruido producido por la cercanía de otras fuentes de radio de origen humano cercanas a la estación, hacen que el análisis de esos eventos se convierta en una labor compleja. En este trabajo, se presenta un análisis detallado de dichas señales caracterizadas en diferentes rangos de frecuencias así como la determinación y estudio de los eventos solares que las originaron. Keywords: estallidos de radio solares, análisis de señales, e-callisto.

Estudio de variabilidad en rayos gamma de Markarian 421

Los blazares son objetos pertenecientes a la familia de las galaxias con núcleos activos (AGNs por sus siglas en inglés). Estos objetos son de los más brillantes en el cielo en las bandas de energía de los rayos X y gamma. Dichos objetos son objetos extremos y variables en casi todas las longitudes de onda del espectro electromagnético. El estudio de la variabilidad en el flujo de estos objetos es muy importante para conocer la naturaleza de la emisión en estos jets. En el presente trabajo se presentan resultados del estudio de variabilidad del blazar Markarian 421, uno de los blazares más cercano (z=0.03) y brillante. Se presenta el comportamiento del flujo en la banda de rayos-gamma (20 MeV-300 GeV) en un período de 13 años utilizando datos del instrumento LAT de la misión espacial Fermi, implementando un criterio de bloques bayesianos para identificar las fases activas. Este proyecto fue realizado gracias al apoyo del proyecto PAPIIT IG101320.

Búsqueda de TeV Halos en el catálogo ATNF de púlsares

El primer Halo de TeV observado fue detectado por el observatorio Milagro como una región extendida alrededor del pulsar de Geminga, y confirmado por su predecesor HAWC en 2017, quien además observó otro posible Halo asociado al pulsar PSR B0656+14. Clasificados como regiones de emisión extendida, son emisión por dispersión inversa de Compton de partículas relativistas (electrones y positrones) aceleradas por un pulsar que se difunden libremente en el medio interestelar. En este trabajo se presenta una búsqueda de halos en púlsares ya conocidos del catálogo ATNF, para poder estudiar a fondo sus características poblacionales dentro de la galaxia. Este proyecto fue realizado gracias al apoyo del proyecto PAPIIT IG101320.

Statistical analysis of the Aliii$\lambda$1860 line as virial black hole mass estimator

A virial broadening estimator can be extracted from the FWHM of certain broad lines in the visual or UV spectra. At low redshift (z≤0.7) the black hole mass is estimated using FWHM(Hβ), but as further in redshift we go the less reliable this measure becomes so the options left are following the Hβ line towards the infrared or adopt other broad lines (e.g. Civλ1549 or Aliiiλ1860) as surrogate virial estimators. Marziani et al. (2010) used high S/N Hβ as template for modeling the intermediate ionization lines (∼20-40 eV) Aliiiλ1860 and Ciii]λ1909 and found a consistency of the profiles using a stratification of the broad line region where a broad component (ne∼10$^{12}$ cm$^{−3}$, U∼2 and Nc ≥10$^{23}$ cm$^{−2}$) is present in almost all type-1 quasars. This way Aliii and Ciii] could be used even if blended, because they show a profile consistent with the Hβ broad component: they are symmetric and not usually affected by strong outflows as seen in the Civ profile (Martínez-Aldama et al. 2018). Taking into account all of this, a high S/N sample from the SDSS DR16 was selected where Aliiiλ1860 and the forbidden line [Oii]λ3728 were observed simultaneously (z~1.2-1.4). The purpose was to find a correlation between the reference system lines and to compare different virial mass estimators. Following Vestergaard & Peterson (2006) equations for Hβ and Civ as well as the scaling relationships obtained for Aliii and Ciii] the black hole mass and Eddington ratio were calculated. The Aliii profile shows a shift toward the blue with respect to the quasar rest-frame identified by the [Oii] line. This could mean that a mixture of two non-resolved components are present in the nuclei of the quasar: a virialized one plus an outflow. The shifts although present, are lesser than the ones observed for Civ (Sulentic et al. 2007); the implication of this is that the restframe of the lines are reliable and they can be considered as good virial estimators.

Estudio espectral en rayos-γ de Markarian 421

Los blazares son una subclase de núcleo galáctico activo (AGN, por sus siglas en inglés) con uno de sus chorros relativistas apuntando en dirección de la Tierra. Estos objetos se caracterizan por presentar emisión intensa y variable, a lo largo de todo el espectro electromagnético, desde las bandas en ondas de radio hasta los rayos-γ. Sus distribuciones espectrales de energía (SED, por sus siglas en inglés) tienen una forma característica de “doble joroba”. En este trabajo se presenta un análisis espectral en rayos gamma en función del tiempo para el blazar Mrk 421 utilizando datos de la misión Fermi-LAT en el rango de energía de 20 MeV - 300 GeV detectados durante los años 2008-2021. Este proyecto fue realizado gracias al apoyo del proyecto PAPIIT IG101320.

Contribución al Difuso Extragaláctico de Rayos Gamma de partículas tipo Axión

El Difuso Extragaláctico de Rayos Gamma es interpretado como la emisión cumulativa de fuentes que no se pueden resolver individualmente. Este ha sido estudiado por Fermi-LAT desde 100 MeV hasta 820 GeV siendo los blazares la población de fuentes que domina su espectro en este intervalo. A energías mayores a 1 TeV se desconoce el comportamiento de su espectro y sus posibles contribuciones. El descubrimiento de fuentes galácticas capaces de emitir fotones arriba de 100 TeV motiva la idea de que en otras galaxias podrían también emitir fotones con energías mayores a 100 TeV y así contribuir la emisión difusa extragaláctica. Sin embargo, esta emisión podría verse atenuada por la interacción de estos fotones con la Luz de Fondo Extragaláctica y otros campos de radiación en la galaxia huésped. Un posible mecanismo para evitarlo es su oscilación a partículas tipo Axión, las cuales son candidatas a componentes de materia oscura. El presente trabajo explora la contribución al Difuso Extragaláctico de Rayos Gamma de galaxias con características similares a las de la Vía Láctea a través de oscilación de fotones a partículas tipo axión y su reconversión al llegar a nuestra Galaxia. Este proyecto fue realizado gracias al apoyo de los proyectos PAPIIT IG101320 y PAPIIT IN19114.

Automated Classification of Evolved Stars Using Machine Learning

Due to rapidly increasing data volume in astronomy, machine learning techniques are necessary for the classification of large samples of different types of objects. Evolved stars are the major dust producers in the Universe and they have an important role in the enrichment of the interstellar medium. The automated classification of mid-IR photometry and spectra is therefore essential for the identification of dusty evolved stars in nearby galaxies. As a first step, we test the Support Vector Machine classification techniques on a well-studied sample of evolved stars from the SAGE-SMC (Surveying the Agents of Galaxy Evolution; Meixner et al. 2006, Gordon et al. 2010, Boyer et al. 2011) sample. We determine linear boundaries to separate various types of evolved stars in near-IR and mid-IR colour-magnitude diagrams (CMDs) using 2MASS JHKs photometry along with the Spitzer Space Telescope IRAC (3.6, 4.5, 5.8, and 8.0 micron) and MIPS 24 micron band photometry. We restrict our sample to sources brighter than 13.0 mag in Ks band, reducing contamination from red giant branch stars. We perform supervised classification on the resulting data set of 11596 stars, the Support Vector Machine (SVM) technique using a linear kernel. We also repeat our analysis using unsupervised classification schemes. Our results agree very well with the CMD-based classifications of Boyer et al. (2011). We obtained an overall accuracy of 98% with the SVM method. The lowest accuracy (~90%) is obtained for the extremely dusty AGB candidates. As a next step, we will incorporate spectroscopic data from the SAGE-Spec program (Kemper et al. 2010, Woods et al. 2011) as well as variability information to enhance our classification accuracy. This work will allow us to identify interesting targets in nearby galaxies for detailed follow-up with upcoming facilities such as the James Webb Space Telescope.

Caracterización del agrupamiento de galaxias submilimétricas en los censos de legado de TolTEC en GTM

Con la próxima llegada al observatorio GTM de la cámara TolTEC, se realizarán censos cosmológicos de galaxias submilimétricas que permitirán el estudio de la estructura a gran escala que traza esta población de galaxias. TolTEC tiene la capacidad de hacer mapas profundos $(S_{1.1\,\rm{mm}}\geq0.1\rm{mJy})$ y de grandes áreas del cielo (e.g. de decenas de grados cuadrados) con una resolución angular de $z\sim5$ arcosegundos, los cuales permitirán obtener mejores resultados, respecto a estudios anteriores, del agrupamiento de galaxias submilimétricas.$\\$ Con el fin de tener una predicción de los resultados que se esperan obtener con estas observaciones, en este trabajo se mide el agrupamiento de galaxias en dos simulaciones de fuentes con características similares a las que se observarán en los censos de TolTEC. Las simulaciones utilizadas son las descritas en Bethermin et al. (2017) y Nava-Moreno (2019), cuyos campos tienen áreas de 2 y 10 grados cuadrados respectivamente. Para medir el agrupamiento en las simulaciones se utiliza la función de correlación angular a 2 puntos y su deproyección espacial; la contribución de la varianza cósmica a tales mediciones se obtiene al implementar métodos de remuestreo (Boostrstp y Monte Carlo) sobre el área de los mapas en las simulaciones.$\\$ Los resultados obtenidos nos dan estimaciones de la escala angular y espacial en la que se encuentran agrupadas preferentemente las galaxias submilimétricas y los halos de materia oscura que las hospedan, así como la contribución de la varianza cósmica a tales estimaciones. Esto permite estudiar relaciones entre ambos objetos para distintos cortes en masa, densidad de flujo observada y corrimientos al rojo. La información obtenida es importante para constreñir modelos de formación y evolución de galaxias, así como para modelar la relación entre la distribución espacial de galaxias y la subyacente distribución de materia en el Universo.

La población estelar joven de ngc 7235

Usando datos de GAIA, de la literatura y espectros propios obtenidos en el OAN-SPM, estudiamos la población estelar joven de NGC 7235, tratando de encontrar las propiedades físicas del cúmulo y de algunas de sus estrellas. Utilizando los datos de paralaje y de movimiento propio de la tercera liberación de datos de GAIA (DR3) se encontró la posibilidad de que realmente no se trate de un cúmulo en si, si no de dos cúmulos en la misma línea de visión. Las estrellas del cúmulo más poblado tienen un paralaje promedio de 0.275 ± 0.014 mas, mientras que el otro tiene un paralaje de 0.236 ± 0.008 mas, es decir se encuentran separados por una distancia de alrededor de 630 pc. Usando datos de Massey et al. (1995) y aprovechando la característica del parámetro Q se pudieron identificar los objetos estelares más tempranos que B5. Usando trazas de isocronas de Lejeune & Schaerer (2001) se encontró que la población estelar ha presentado al menos dos eventos de formación estelar con edades aproximadas de 25 y 10 M años. Se clasificaron tres objetos con espectros obtenidos en el OAN-SPM y se pudo observar que presentan una alta extinción interestelar con valores entre 1.4 y 3.6 mag, este resultado se refuerza por la presencia de bandas interestelares difusas muy marcadas en los espectro.

Relación de energía radiada y energía por ondas de choque del impacto de un NEO sobre la superficie terrestre

Cuando un Objeto Cercano a la Tierra (NEO, por sus siglas en inglés) impacta la superficie terrestre, la energía que libera dicho impacto se parte en dos frentes, el primero refiere a la energía por radiación térmica y el segundo a la energía por ondas de choque. En ambos casos se puede medir el nivel de daño que causan, en particular Mathias et al. (2017) establece la relación para medir la energía por radiación térmica y Glasstone and Dolan (1977) la presión por ondas de choque. En este trabajo se presenta una solución analítica que permite relacionar este par de energías, una en función de otra, cuando un NEO impacta la superficie terrestre, es decir $h=0$. En particular se pudo determinar que $E_{TR} \propto E_P^{2/3}$. Lo que implica que no es necesario conocer cada una por separadas, sino poder inferir el comportamiento de ambas conociendo solo una. Como resultado de este análisis también se pudo deducir una expresión que relaciona el radio de la bola de fuego debida al impacto en función de energía liberada por ondas de choque, así como también el radio de la bola de fuego en función de la energía por radiación térmica.

Distribución Espectral de Energía de Objetos jóvenes en NGC 2068

Se presenta un análisis de la distribución espectral de energía de objetos jóvenes pertenecientes a la nebulosa de reflexión NGC 2068. Esta nebulosa está localizada en la nube molecular Orión-B a aproximadamente 450pc de distancia, contiene gran cantidad de objetos jóvenes de baja y alta masa para los cuales la misión "Gaia" midió su paralaje. Con este dato se seleccionaron los objetos pertenecientes a la nebulosa de reflexión y se les ajustó un modelo de radiación para determinar algunos parámetros físicos de cada uno de ellos. Con esta información más la extraída de la literatura y bases de datos públicos, aproximamos la distribución geométrica que estos objetos tienen respecto de la nebulosa de reflexión NGC 2068.

Simulaciones rápidas para el modelo SFDM

En este trabajo exploramos la formación de la estructura del Universo usando un modo de Materia Oscura de Campo Escalar (SFDM). El modelo SFDM propone que la materia oscura es una partícula de bosón muy ligera con una masa de alrededor de 10 ^ -22 eV. Este modelo tiene un corte natural en su espectro de potencia de masa lineal, esto se traduce en la supresión de estructura a pequeñas escalas. Implementamos el modelo en un código híbrido que usa la teoría 2LPT para escalas grandes y N-cuerpos para escalas pequeñas y realizamos un análisis usando el espectro de potencia de masa como un observable para hacer una comparación entre los modelos LCDM y SFDM.

Variabilidad fotopolarimétrica del Blázar tipo IBL S5 0716+714

Los núcleos activos de galaxias, en inglés Active Galactic Nuclei (AGN) son objetos en cuyo centro habitan agujeros negros supermasivos, en inglés Super Massive Black Holes (SMBH) con masas entre 10$^{6}$ y 10$^{9}$ M$\odot$. El gran brillo en los AGN se explica mediante el modelo estándar que propone un proceso de acreción de material hacia el centro de la galaxia, donde se hospeda el SMBH. En este trabajo se analizaron datos fotopolarimétricos en la banda R del óptico obtenidos durante $\sim$12 años del blázar de tipo intermedio (IBL) S5 0716+714, el cual es conocido por ser uno de los blázares más variables en su tipo. Los datos fueron adquiridos con el telescopio de 84cm y el instrumento {\it POLIMA} en el OAN-SPM en México como parte de un monitoreo de blázares emisores de rayos gamma o blázares TeV. Mostramos los resultados generales de nuestro estudio utilizando primero todos los puntos en la curva de luz. Encontramos que durante el tiempo del monitoreo el blázar estuvo activo, teniendo una magnitud máxima $R_{mag} = 11.85\pm 0.01$ el 22 de enero de 2015 (mjd 57044.0) y una magnitud mínima $R_{mag}=14.63\pm 0.054$ el 11 de marzo de 2008 (mjd 54772.0). En el grado de polarización se observó un valor máximo de $28.539\pm 0.336\%$ el 16 de enero de 2009 (mjd 55124.0) y un valor mínimo de $0.46\pm 0.37\%$ el 20 de octubre de 2009 (mjd 55124.0). En el EVPA observamos un giro de $704 \pm 11.92 ^\circ $ en un periodo de 5 años. La polarización máxima fue de $28.539\pm 0.336(\%)$ Posteriormente, nos enfocamos particularmente en cuatro flares o estados de flujo máximo ocurridos en 2011, 2015, 2016 y en el 2020. El comportamiento variable de tres de estos flares (2011, 2015 y 2020) confirman las predicciones hechas por el reciente modelo de inestabilidades de Kink, propuesto por Zhang y colaboradores en 2016 en tanto que el flare de 2016 parece originarse a choques turbulentos ocurridos dentro del jet relativista.

Líneas de Recombinación y Gas Molecular de regiones HII Hipercompactas en W51 A

Presentamos una caracterización detallada de la población de fuentes compactas de radio-continuo en W51 A utilizando observaciones de VLA y ALMA de sub-arcosegundos. Analizamos su continuo de 2 cm, las líneas de recombinación (RL) H77$\alpha$ y H30$\alpha$, y las líneas de $\rm H_{2}CO(3_{0,3}-2_{0,2})$, $\rm H_{2}CO(3_{2,1}-2_{2,0})$ y $\rm SO(6_{5}-5_{4})$. Derivamos diámetros para 10/20 fuentes en el rango $D \sim 10^{- 3}$ a $\sim 10^{-2}$ pc, colocándolos así en el régimen de regiones HII hipercompactas (HI HC). Sus densidades electrónicas derivadas del continuo están en el rango $n_{\rm e} \sim 10^4$ a $10^5$ cm $^{-3}$, más bajo de lo que normalmente se considera para HII HCs. Combinamos las medidas de RL y derivamos $n_{\rm e}$ de forma independiente, encontrando el mismo rango de valores, aunque con algunas discrepancias para mediciones individuales entre los dos métodos. Descubrimos que la mayoría de las fuentes en nuestra muestra están ionizadas por estrellas tempranas de tipo B, no por estrellas de tipo O, y una comparación de $n_{\rm e}$ vs $D$ muestra que siguen la relación inversa derivada previamente para HIIs ultracompactos (UC) y compactos. Cuando se logró una determinación de la cinemática del gas ionizado, esta fue siempre (7/7) indicativa de movimientos de expansión. Similarmente, 5 y 3 de las 8 HC HII aun incrustados en un núcleo compacto muestran evidencia de movimientos de expansión y caída en el gas molecular, respectivamente. Suponemos que podría haber dos tipos diferentes de regiones HII $hipercompactas$ ($D < 0.05$ pc): ($i$) Más comunmente, aquellas que son esencialmente HII UC más pequeñas y en expansión, producidas por estrellas (predominantemente tipo B) carecientes de acreción residual, y ($ii$) aquellas que también son $hiperdensas$ ($n_{\rm e} > 10^6$ cm $^{-3}$) y con grandes anchos dinámicos de RL, probablemente asociadas con estrellas de tipo O en alguna etapa específica de su formación o vida temprana.

Diagramas de posición velocidad de nebulosas planetarias como herramienta para el estudio de condiciones físicas y abundancias

El estudio de nebulosas planetarias presenta una gran relevancia para el estudio de la evolución estelar, evolución química galáctica y la evolución del universo. Uno de los problemas más importantes al determinar las abundancias es la existencia de una discrepancia entre las abundancias determinadas con líneas de emisión, denominado factor de discrepancia de abundancias (ADF). En este trabajo se presenta una técnica de estudio de las condiciones físicas de la cinemática de líneas de emisión de nebulosas planetarias a partir de espectros de rendija larga con alta resolución espectral. La técnica consiste en construir diagramas de posición velocidad de líneas de emisión excitadas por colisión. A partir de cocientes se crean mapas de densidades, temperaturas y abundancias. Lo anterior con el objetivo de determinar si la cinemática de las líneas excitadas por colisión y recombinación pueden revelar alguna diferencia que pueda ayudar a explicar el problema de la discrepancia de abundancias. En este trabajo se muestran algunos ejemplos de nebulosas planetarias observadas con el espectrógrafo UVES en el Very Large Telescope del European Southern Observatory.

Fotometría de Asteroides desde el OECS

En el presente trabajo se presentan resultados de fotometría de asteroides desde el Observatorio Estelar Carl Sagan de la Universidad de Sonora. Resultados para los asteroides 1998 HL1, 1579 Herrick, 2171 Kiev, 1995 WZ41 y 99942 Apophis se presentan a continuación. Todos los resultados son derivados de imágenes obtenidas en nuestro observatorio y analizadas por los autores.

Cúmulo de hot corinos revelado con ALMA

En el presente trabajo se han usado observaciones de ALMA en la banda 6 para estudiar un cúmulo de protoestrellas de masa baja e intermedia en OMC-1S (Orion Molecular Cloud 1 South) reportado por Palau+2018. Se ha estudiado la riqueza química presente en las fuentes de continuo para determinar si estas son “núcleos calientes” de baja masa (conocidos como hot corinos), los cuales se caracterizan por presentar emisión de moléculas orgánicas complejas (COMs) y temperaturas $\geq $100 K. Estos objetos son poco conocidos dado que hasta la fecha, aproximadamente, apenas una docena han sido reportados en la literatura. En un campo de visión de apenas 0.05 pc de diámetro se han identificado al menos 8 hot corinos, siendo la primera vez que se reporta un cúmulo de hot corinos. Se ha identificado la emisión de moléculas simples como OCS y $^{13}$CS, así como varias COMs, entre ellas: acetaldehído (CH$_3$CHO), metil formato (HCOOCH$_3$), cianuro de metilo (CH$_3$CN), dimetil éter (CH$_3$OCH$_3$) e incluso etanol (CH$_3$CH$_2$OH) y etilenglicol (g’Ga-(CH$_2$OH)$_2$). Con estos resultados, hemos obtenido una tasa de detección de hot corinos de alrededor de 40% y se plantea una posible explicación a la baja detección de estos objetos en estudios previos. Así mismo, se ha estudiado su posible origen de formación a través de la morfología de su emisión y de las direcciones de los flujos moleculares observados en SO(6-5). Finalmente, se ha tratado de determinar el grado de procesado químico de cada uno de los hot corinos del cúmulo.

Modelo lepto-hadrónico con dos regiones de emisión en blazares extremos

La emisión de los llamados blazares extremos ponen a prueba los modelos de aceleración de partículas. La dureza en su espectro de la banda de altas energías demanda parámetros con valores atípicos en los BL Lacs. Algunos autores han usando modelos hadrónicos o lepto-hadrónicos de mas de una región de emisión para relajar estos parámetros. En este trabajo, presentamos un modelo lepto-hadrónico con dos regiones de emisión para explicar la distribución espectral de energías en dichos objetos astrofísicos. En nuestro modelo, la contribución de estas dos componentes formará un espectro duro en la banda de rayos-gamma. La primera, una región interna la cual tiene una componente hadrónica, y contribuye mediante el decaimiento de piones que son producidos por la interacción de protones acelerados y los fotones provenientes de una plasma de pares. La segunda región de tipo externo con una componente puramente leptónica, la cual produce los rayos-X mediante radiación sincrotrón y los rayos-gammas (sub-GeVs) mediante procesos de dispersión Compton. Adicionalmente las observaciones de neutrinos en energías de TeVs podrían ser explicados a través de este modelo.

Ajuste de la pajarita: un estudio morfo-cinemático de NGC 40

Presentamos un estudio sin precedentes de la estructura de ionización y la cinemática de la nebulosa planetaria (NP) NGC 40. Utilizamos observaciones del espectrógrafo Manchester Echelle (MES) de alta resolución obtenidas en San Pedro Mártir (SPM) para revelar en gran detalle las firmas cinemáticas de NGC 40. Usando estas observaciones presentamos el primer modelo morfo-cinemático de la NP. Aunque esta NP exhibe una morfología simple, con una estructura principal en forma de barril con eyecciones bipolares que sobresalen hacia el N-S, descubrimos que ha experimentado una serie de proyecciones en varias direcciones en diferentes épocas. En particular, detectamos dos firmas de alta velocidad ( v$_\mathrm{exp}\sim$70 km~s$^{-1}$) en su estructura interna, similar a lo observado en otras NP born-again. El escenario de formación de NGC 40 es mas complejo de lo que se pensaba, solo puede ponerse en contexto suponiendo que su estrella progenitora es parte de un sistema múltiple. Lo cual es consistente con la presencia de estructuras de anillos en el halo de NGC 40 y dichas estructuras se explican debido a la pérdida de masa modulada por una compañera hacia finales de la etapa AGB.

Metallicity in highly accreting quasars

We present an analysis of UV spectra of quasars at intermediate redshifts believed to belong to the extreme Population A quasars ($L_{bol}/L_{Edd} \sim 1$), aimed to estimate the chemical abundances of the broad line emitting gas. We follow the approach described in Sniegowska et al. 2021, and we extend their sample to 42 sources. The basis of our analysis are multi-component fits made with the IRAF specfit routine in three regions of the spectra centered at 1900, 1550 and 1400 Å in order to deblend the broad components of Al III, C III], C IV, HeII and Si IV + O IV] and their blue excess. By comparing the observed flux ratios of these components with the same ratios predicted by photoionization code Cloudy we found that the virialized clouds (broad components) present a metallicity around $\sim$30 $Z_{\odot}$ while for non-virilized clouds we derive a lower limit to the metallicity, still highly super-solar, confirming the previous results obtained by Sniegowska et al. (2021).

Hacia los eclipses de 2023 y 2024

El eclipse anular del 14 de octubre de 2023 y el total del 8 de abril de 2024, serán visibles desde territorio mexicano. Con la finalidad de que el público en general pueda observarlos y disfrutarlos con todas las medidas de seguridad, se están coordinando varios centros de investigación astronómica, universidades, sociedades astronómicas, planetarios, distribuidores de telescopios y organizaciones de la sociedad civil, para formar un comité nacional. Estos dos eclipses son una buena oportunidad para acercar el conocimiento astronómico, y científico, a la población en general y a los jóvenes para despertar vocaciones científicas. Para lograr estos objetivos, es necesaria la participación de sectores gubernamentales como gobernación, salud, educación, turismo, comunicaciones, relaciones exteriores; y de manera preponderante de los astrónomos aficionados y profesionales en el país. En este trabajo les presentamos los detalles de los eclipses, así como al grupo coordinador provisional y los grupos de trabajo que se han formado para distribuirse las diversas tareas, y a los que les invitamos a sumarse.

Estudio de la contribución del campo magnético de agujeros negros en el aplanamiento de las galaxias

A pesar de lo que se conoce sobre la teoría de formación de las galaxias, poco se sabe del motivo por el cual obtienen su forma aplanada; por lo que el trabajo a presentar explora la posible contribución del campo magnético de los agujeros negros girando en la forma final de una galaxia espiral, calculando las trayectorias de partículas cargadas en el medio interestelar y como la presencia de energías disipativas pueden llevarlas a una forma de disco. Debido a que las escalas y los fenómenos magnéticos en N cuerpos impiden contar con una solución analítica. Se desarrolló una simulación de partículas cargadas inmersas en un campo magnético dinámico. Se realiza un primer análisis del comportamiento de las partículas al seguir la Ley de Lorentz sin efectos relativistas, un segundo análisis incluye energías disipativas que pudiesen contribuir en el frenado de estas partículas y finalmente se evoluciona la simulación durante cierto tiempo para calcular la disposición final de las partículas. Los resultados obtenidos nos acercan a la comprensión de la forma final a la que evolucionan las galaxias y su desarrollo. Agradecemos al: Dpto de Física, Fac. de Ciencias, Instituto de Astronomía - UNAM, y al proyecto PAPIME - PE111019 el apoyo facilitado al presente trabajo.

Clasificación de Ondas Gravitacionales de Supernovas por medio de Redes Neuronales

La búsqueda y detección de ondas gravitacionales (OG) generadas por supernovas (SN) es un objetivo científico primordial para las próximas observaciones de la red de detectores LIGO y VIRGO. En esta línea, el presente proyecto de investigación propone el uso de algoritmos de aprendizaje profundo para incrementar el desempeño y la significancia estadística en el proceso de búsqueda y detección de OG producidas por SN. Para tal fin, se usaron series de tiempo de ruido de los interferómetros LIGO y se les agregaron o inyectaron OG de SN. Estas inyecciones se realizaron a diferentes distancias y localizaciones de la SN en el cielo. Posteriormente, se construyó un conjunto de datos para entrenar una red neuronal convolucional para determinar si observaciones reales de LIGO son solamente ruido o si estas contienen una OG embebida en el ruido. El modelo entrenado se usó para buscar y detectar OG usando datos de los interferómetros LIGO. Se calculará la precisión del modelo para detectar OG con respecto a la distancia de la SN, esperando resultados que garanticen la eficacia del modelo.

Estudio Morfocinemático de la Nebulosa Planetaria IC 972

Se realizó el estudio morfocinemático de la Nebulosa Planetaria IC 972 en base a espectros de alta dispersión con filtros de Hα y [OIII]. Los datos fueron reducidos utilizando rutinas predeterminadas del software IRAF (Image Reduction and Analysis Facility), con lo que se pudo obtener parámetros cinemáticos como la velocidad de expansión y la velocidad sistémica de la Nebulosa Planetaria. Posteriormente, en base a los datos reducidos, se utilizó el software Shape para obtener un modelo tridimensional de la estructura morfológica del objeto.

Plataforma de acceso a una base de datos de espectros sintéticos de atmósferas de estrellas masivas

Contamos con una base de datos de más de 43,000 espectros de atmósferas de estrellas masivas. Estos espectros han sido generados con el código CMFGEN variando, de manera sistemática, parámetros estelares como temperatura efectiva, luminosidad, metalicidad y la pérdida de masa para estrellas entre 9 y 120 masas solares (ver trabajo LXIV-004146 ). En este poster se presenta la estructura de una plataforma web para el acceso a los espectros sintéticos de la base de datos. La plataforma permite realizar una búsqueda y análisis rápido de los espectros sintéticos a partir de diferentes criterios de selección, se planea que estará disponible a la comunidad astronómica en servidores compartidos entre el IPN, la Universidad Iberoamericana y el CINVESTAV.

SCI-HI: Modelado de las antenas para la Detección de las Primeras Galaxias en el Universo

El experimento Sonda Cosmológica de las Islas para la Detección de Hidrógeno Neutro (SCI-HI), busca la detección de cambios de inflexión en el espectro del fondo cosmológico de 21 cm, producidos los primeros brotes de formación estelar en el universo a $z\sim 40−120$. Los modelos predicen que la "Epoca Oscura" del universo termina alrededor de $z \sim 20$ cuando la formación estelar activa el induce el acoplamiento Wouthuysen–Field como principal excitador de la línea de 21 cm en absorción. SCI-HI presentó sus primeros resultados en 2013 con observaciones realizadas desde la Isla Guadalupe en el alto Pacífico Mexicano. Presentamos la comparación de los modelos de los patrones de antena e impedancia para las antenas Mango Peel empleada por SCI-HI y la antena Blade usada por Experiment to Detect the Global EoR Signature (EDGES). SCI-HI fue el primer experimento en proponer hacer las observaciones antes descritas, en el proceso descubrió que la isla Guadalupe es una de las mejores zonas radio silentes de norteamérica.

La Búsqueda de Agujeros Negros Ultramasivos

Presentamos el estudio del brillo superficial y magnitud total de las galaxias cD a $z\leq 0.1$. Para tal fin estudiamos una muestra de galaxias super-gigantes seleccionadas del catálogo de Abell cuya clasificación Bautz-Morgan es I o I-II y con clasificación Rood-Sastry cD. Ajustamos las observaciones de LOCOS, SDSS, 2MASS, HST, WISE Spitzer con los perfiles de Nuker, Nuker+Sérsic y Sérsic+Sérsic. Estamos buscando radius de core (cusp radius) $r_{\gamma}<3$ kpc donde sería posible encontrar agujeros negros ultramasivos ($M_{\bullet}\leq 10^{10}\,M_{\odot}$). Estas galaxias serán propuestas para observación con el Gran Telescopio Canarias (GTC) y el espectrógrafo MEGARA. Estamos explorando las posibles interrelaciones entre los agujeros negros hipermasivos y la formación de las galaxias cD y sus propiedades físicas.