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Publisher: SciELO   (Total: 737 journals)

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Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica
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ISSN (Print) 0185-1101
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  • Entrainment factor of individual glitch fractional moment of inertia

    • Abstract: ABSTRACT: The superfluid in the inner crust of a neutron star is assumed to be the reservoir of momentum released in a pulsar glitch. Recently, due to crustal entrainment, it appears debatable whether the magnitude of the inner crust is sufficient to contain the superfluid responsible for large glitches. This paper calculates the fractional moment of inertia (FMI)(i.e. the ratio of the inner crust superfluid moment of inertia to that of the coupled components) associated with individual glitches. It is shown that the effective moment of inertia associated with the transferred momentum is that of the entrained neutrons. The FMI for glitches in three pulsars, which exhibit the signature of exhausting their momentum reservoir, were calculated and scaled with the entrainment factor. Some of the glitches require an inner crust superfluid with moment of inertia larger than the current suggested values of 7-10% of the stellar moment of inertia.RESUMEN: Se asume que la corteza interna de las estrellas neutrón es el reservorio del impulso liberado durante las discontinuidades del pulsor. Debido al arrastre de la corteza, se debate si el tamaño de la corteza interna es suficiente para retener al superfluido responsable de las grandes discontinuidades. Calculamos el FMI (el momento de inercia fraccional, es decir, el cociente entre el momento de inercia del superfluido de la corteza interna y el de las componentes acopladas), asociado a cada discontinuidad. Mostramos que el momento de inercia efectivo asociado al impulso transferido es el de los neutrones arrastrados. Se calcula el FMI para las discontinuidades en tres pulsores que muestran señales de haber ya agotado su reservorio de impulso, y se escala con el factor de arrastre. Algunas de las discontinuidades requieren superfluidos en la corteza interna con momentos de inercia mayores que los que actualmente se consideran, 7-10% del momento de inercia estelar.
       
  • A solar mid-infrared telescope

    • Abstract: ABSTRACT: We developed a mid infrared (MIR) solar telescope, centered at 10µm. Various optical layouts were analyzed based on computer simulations and a Ritchey-Chretien 6-inches telescope was selected with a plate scale of 2.5′′/mm using a pyroelectric 4 × 16 pixels detector. The angular resolution is 36′′/pixel with a field of view of 9.6′ × 2.4′. Two germanium filters are used, one at the aperture of the telescope and another near its focal plane. The detector was characterized with a laboratory black-body. The count values follow a linear relation with the black-body temperature. The control systems for both the telescope and the detector were developed. Proper mechanical supports were designed for the filters, detector and electronics. The system has been integrated and a user interface was developed. Preliminary observations have been made giving a signal-to-noise ratio of ≈ 1000.RESUMEN: Desarrollamos un telescopio solar en el infrarrojo medio (MIR), centrado en 10µm. Estudiamos varios diseños ópticos, con base en simulaciones de computadora y seleccionamos un telescopio Ritchey-Chretien de 6 pulgadas con escala de placa de 2.5′′/mm, con un detector piroeléctrico de 4 × 16 pixeles. La resolución angular es de 36′′/pixel con un campo de visión de 9.6′ × 2.4′. Se usan dos filtros de germanio, uno en la apertura del telescopio y otro cerca del plano focal. El detector se caracterizó con un cuerpo negro de laboratorio. Los valores, en cuentas, siguen una relación lineal con la temperatura del cuerpo negro. Se hicieron los sistemas de control del telescopio y del detector. Se diseñaron soportes mecánicos para los filtros, el detector y la electrónica. El sistema se integró y se hizo una interfaz para el usuario. Las observaciones preliminares muestran que se obtiene una relación señal a ruido de ≈ 1000.
       
  • Exact solution for flat scale-invariant cosmology

    • Abstract: ABSTRACT: An exact solution for the spatially flat scale-invariant cosmology, recently proposed by Maeder (2017a) is deduced. No deviation from the numerical solution was detected. The exact solution yields transparency for the dynamical equations, and faster cosmological constraints may be performed.RESUMEN: Se obiene una solución exacta para la cosmología espacialmente plana de escala invariante propuesta recientemente por Maeder. No se encuentran diferencias respecto a la solución numérica. La solución exacta le da transparencia a las ecuaciones dinámicas y permite obtener límites cosmológicos más rápidamente.
       
  • Extensive photometry of V1838 Aql during the 2013 superoutburst

    • Abstract: ABSTRACT: We present an in-depth photometric study of the 2013 superoutburst of the recently discovered cataclysmic variable V1838 Aql and subsequent photometry near its quiescent state. A careful examination of the development of the superhumps is presented. Our best determination of the orbital period is PORB = 0.05698(9) days, based on the periodicity of early superhumps. Comparing the superhump periods at stages A and B with the early superhump value we derive a period excess of ∈= 0.024(2) and a mass ratio of q = 0.10(1). We suggest that V1838 Aql is approaching the orbital period minimum and thus has a low-mass star as a donor instead of a substellar object.RESUMEN: Presentamos un estudio fotométrico detallado de la super-erupción de V1838 Aql, una variable cataclísmica recientemente descubierta, desde el máximo en 2013 hasta su regreso al mínimo. Examinamos en detalle la evolución de las superjorobas (superhumps). Determinamos el período orbital PORB = 0.05698(9) días a partir de la periodicidad de las superjorobas tempranas. Comparando los períodos de las superjorobas en las etapas A y B con el valor del período orbital, derivamos un valor del cambio en el período orbital de ∈ = 0.024(2) y un cociente de masa para el sistema de q = 0.10(1). Sugerimos que V1838 Aql se está acercando al mínimo período orbital, por lo que la secundaria sería una estrella de baja masa y no un objeto sub-estelar.
       
  • Asymmetric shapes of radio recombination lines from ionized stellar winds

    • Abstract: ABSTRACT: Recombination line profile shapes are derived for ionized spherical stellar winds at radio wavelengths. It is assumed that the wind is optically thick owing to free-free opacity. Emission lines of arbitrary optical depth are obtained assuming that the free-free photosphere forms in the outer, constant expansion portion of the wind. Previous works have derived analytic results for isothermal winds when the line and continuum source functions are equal. Here, semi-analytic results are derived for unequal source functions to reveal that line shapes can be asymmetric about line center. A parameter study is presented and applications discussed.RESUMEN: Se calcula la forma de los perfiles en radiofrecuencia de las líneas de recombinación para vientos estelares esféricos ionizados. Se supone que el viento es óptica-mente grueso debido a la opacidad libre-libre. Se obtienen líneas de emisión para profundidades ópticas arbitrarias, suponiendo que la fotósfera libre-libre se forma en la parte externa del viento, la cual se expande de manera constante. En trabajos anteriores se habían obtenido resultados analíticos para vientos isotérmicos, en los que las funciones fuente para las líneas y el continuo se suponían iguales. En este artículo obtenemos resultados semi-analíticos cundo las funciones fuente no son iguales. Las líneas resultantes pueden mostrar formas asimétricas. Se presenta un estudio de los parámetros y se discuten algunas aplicaciones.
       
  • Optimal trajectories to Kuiper Belt Objects

    • Abstract: ABSTRACT: The present paper searches for transfers from the Earth to three of the Kuiper Belt Objects (KBO): Haumea, Makemake, and Quaoar. These trajectories are obtained considering different possibilities of intermediate planet gravity assists. The model is based on the “patched-conics” approach. The best trajectories are found by searching for the minimum total Δ V transfer for a given launch window, inside the 2023-2034 interval, and disregarding the Δ V required for the capture at the target object. The results show transfers with duration below 20 years that spend a total Δ V under 10 km/s. There is also one trajectory for each of the KBOs with Δ V under 10 km/s and duration below 10 years, using the Jupiter swingby. For the 20-year trajectories, there are also asteroids in the main belt that could be encountered with low additional Δ V, so increasing the scientific return of the mission.RESUMEN: Se buscan trayectorias de transferencia entre la Tierra y tres objetos del Cinturón de Kuiper (KBO): Haumea, Makemake y Quaoar. Las trayectorias se obienen considerando distintas posibilidades para la influencia gravitatoria de los planetas intermedios. El modelo se basa en el enfoque de “cónicas empalmadas”. Se encuentran las mejores trayectorias buscando la transferencia con una Δ V total mínima, para una ventana de lanzamiento en el intervalo 2023-2034, y despreciando la Δ V necesaria para la captura en la meta. Se encuentran transferencias con duración de menos de 20 años que requieren una Δ V menor que 10 km/s. También se encuentra una trayectoria para cada uno de los objetos KB con Δ V menor que 10 km/s y duración de menos de 10 años, empleando la atracción de Júpiter. Las trayectorias de 20 años podrían usarse también para encuentros con asteroides del cinturón central, lo cual aumentaría el valor científico de la misión.
       
  • Multiwavelength observations of MASTER OT 075353.88+174907.6: a likely
           superoutburst of a long period dwarf nova system

    • Abstract: ABSTRACT: MASTER OT 075353.88+174907.6 was a blue optical transient reported by the MASTER-Net project on 2017 Oct 31. We carried out multiwavelength follow-up observations of this source during its 2017 outburst using Swift and RATIR. The source was found to be ≳ 4.4 mag above its quiescent level during the peak of the outburst and the outburst lasted ≳ 19 days. Our observations suggest that it was a superoutburst of a long period U Geminorum type dwarf nova system. The spectral energy distribution during the initial slow decay phase of the outburst was consistent with a disk-dominated spectrum (with spectral indices Γ≈1.5-2.3). Afterwards, the UV flux decreased slowlier than the optical and the spectral energy distribution was very steep with indices Γ ≈3.7±0.7. This slow UV decay may be the emission from a cooling white dwarf heated during the outburst. No X-ray emission was detected from the source since it is likely located at a large distance >2.3 kpc.RESUMEN: MASTER OT 075353.88+174907.6 fue un objeto transitorio reportado por el proyecto MASTER-Net en 2017 Oct 31. Realizamos una campaña multi-onda de este objeto durante su erupción en 2017 con Swift y RATIR. La fuente fue descubierta ≳ 4.4 mag por encima de su nivel mínimo en el máximo de la erupción, la cual duró ≳ 19 días. Nuestras observaciones sugieren que se trata de una supererupción de un sistema tipo U Geminorum de largo período. La distribución espectral de energía en la fase inicial de la caída es consistente con un espectro dominado por el disco de acreción (con índices espectrales Γ≈1.5-2.3). Después, el flujo UV decreció más lentamente que el óptico, con una distribución espectral de energía con índices Γ≈3.7±0.7. El lento declive en el UV puede deberse al enfriamiento de la enana blanca, la cual fue calentada durante la erupción. No se detectó emisión de la fuente en rayos-X, lo cual sugiere una distancia mucho mayor que 2.3 kpc.
       
  • Multicolor study of V1009 Per, a close binary system at the beginning of
           the overcontact phase, and of CRTS J031642.2+332639, a new binary system
           in the same field

    • Abstract: ABSTRACT: The first multicolor observations and light curve solutions of the eclipsing binary systems V1009 Per and CRTS J031642.2+332639 are presented. Using the 2005 version of the Wilson-Devinney code, both systems are found to be W UMa contact binaries. V1009 Per has a mass ratio of q = 0.362 ± 0.002 and a shallow fill out parameter of f = 11.8 ± 0.6% while CRTS J031642.2+332639 has a mass ratio of q = 2.507 ± 0.006 and a fill out of f = 13.6 ± 0.4%. High orbital inclinations, i = 85◦.9 for V1009 Per and i = 83◦.2 for CRTS J031642.2+332639, imply that both systems are total eclipsing binaries and that the photometric parameters here obtained are reliable. Based on 16 times of minimum the orbital period variations of V1009 Per are discussed. The absolute dimensions of the systems are estimated and, from the log M − log L diagram, it is found that both components of the systems follow the general pattern of the W subtype W Ursae Majoris systems.RESUMEN: Se presentan las primeras observaciones multicolor y las curvas de luz de las binarias eclipsantes V1009 Per y CRTS J031642.2+332639. Con la versión 2005 del código Wilson-Devinney se encuentra que ambos sistemas son binarias en contacto del tipo W UMa. El cociente de masas de V1009 Per es q = 0.362 ± 0.002 y el factor de llenado es f = 11.8 ± 0.6%; CRTS J031642.2+332639 tiene los valores q = 2.507 ± 0.006 y f = 13.6 ± 0.4%. Las inclinaciones orbitales, i = 85◦.9 para V1009 Per e i = 83◦.2 para CRTS J031642.2+332639, implican que ambas son binarias totalmente eclipsantes y que los parámetros fotométricos obtenidos son confiables. Con base en 16 tiempos de mínimo, se discuten las variaciones del período orbital de V1009 Per. Se calculan las dimensiones absolutas de los sistemas y, con el diagrama log M − log L, se encuentra que ambos componentes de los sistemas siguen el patrón general del subtipo W de las W Ursae Majoris.
       
  • On the chromospheric activity nature of a low-mass close binary: KIC
           12004834

    • Abstract: ABSTRACT: We study the nature of the chromospheric activity of an eclipsing binary KIC 12004834, using Kepler data. We analyse the light curve of the system, the sinusoidal variations at out-of-eclipses and detected flare events. The secondary component’s temperature is found to be 4001±11 K, the mass ratio is 0.743±0.001, and the orbital inclination is 75º.89±0º.03. The analysis indicates a stellar spot effect on the variation. Moreover, the OPEA model has been derived over 149 flares. The saturation level called P lateau value, is found to be 2.093±0.236 s. The flare number per hour (known as flare frequency N1) is found to be 0.06644 h-1, while the flare-equivalent duration per hour (known as flare frequency N2) is found to be 0.59 second/hour. According to these results, KIC 12004834 is a very low-mass close binary system with high level of flare activity.RESUMEN: Estudiamos la actividad cromosférica de la binaria eclipsante KIC 12004834 utilizando datos de Kepler. Analizamos la curva de luz y la variación sinusoidal fuera de eclipse, y detectamos ráfagas. Encontramos que la temperatura de la secundaria es de 4001±11 K, que el cociente de masas es 0.743±0.001 y la inclinación orbital es 75º.89±0º.03. El análisis indica que hay un efecto de manchas en la variabilidad. Obtenemos el modelo OPEA para 149 ráfagas. El nivel de saturación, llamado P lateau tiene un valor de 2.093±0.236 s. El número de ráfagas por hora, conocido como la frecuencia de ráfagas N1, es 0.06644 h-1, mientras que la duración de la emisión equivalente a las ráfagas, conocida como la frecuencia N2 es 0.59 s/hora. De acuerdo con estos resultados, KIC 12004834 es una binaria cerrada, de muy baja masa, y con frecuentes ráfagas.
       
  • An alternative approach to the finger of god in large scale structures

    • Abstract: ABSTRACT: It is generally accepted that linear theory of growth of structure under gravity produces a squashed structure in the two-point correlation function (2PCF) along the line of sight (LoS). The observed radial spread out structure known as Finger of God (FoG) is attributed to non-linear effects. We argue that the squashed structure associated with the redshift-space (s−) linear theory 2PCF is obtained only when this function is displayed in real-space (r−), or when the mapping from r− to s−space is approximated. We solve for the mapping function s(r) that allows us to display the s−space 2PCF in a grid in s−space, by using plane of the sky projections of the r− and s− 2PCFs. Even in the simplest case of a linear Kaiser spectrum with a conservative power-law r−space 2PCF, a structure quite similar to the FoG is observed in the small scale region, while in the large scale the expected squashed structure is obtained. This structure depends on only three parameters.RESUMEN: Comúnmente se acepta que la teoría de colapso lineal gravitacional produce una estructura comprimida a lo largo de la visual en la función de correlación de dos puntos (2PCF). La estructura conocida como Finger of God (FoG) se ha atribuido a efectos no-lineales. Argumentamos que la estructura asociada con el espacio de corrimiento al rojo (s−) de la 2PCF de la teoría lineal, sólo se obtiene cuando esta función se despliega en el espacio-real (r−) o cuando el mapeo de r− al s− se calcula mediante una aproximación. Resolvemos para la función de mapeo s(r), lo que permite visualizar correctamente la s− 2PCF en una malla en s−, utilizando proyecciones en el plano del cielo para ambas 2PCFs, r− y s−. Aún en el caso más simple, el de un espectro de Kaiser con ley de potencia para la 2PCF del r−, se aprecia a pequeña escala una estructura similar a FoG, mientras que a gran escala se obtiene la estructura comprimida esperada, que solo depende de tres parámetros.
       
  • Selection effects and structural symmetries in the orientation based
           unified scheme

    • Abstract: ABSTRACT: Using the projected linear size, (D) as an orientation parameter, the arm-length ratio, (Q) and the lobe-luminosity ratio, (R) as asymmetry parameters, we test the FR-II galaxies (Gs) and radio-loud quasar (Qs) unification scheme. Using the median values of our binned sample, our results, generally indicate that the D of the radio sources are smaller at higher redshifts z and at larger Q values, with the D of Qs smaller than those of Gs across all Q, z and R bins. Also, the D of Gs appear smaller for lower values of Q, if R ≤ 1.0 but become larger at higher values of Q if R > 1.0. For Qs, the D decreases with increasing Q, R and z. These results imply that the beaming effect is more important in Qs than in Gs. The D − R regression analyses for different Q and z subsamples suggest the importance of factors other than beaming and orientation in the interpretation of the evolution of these radio sources.RESUMEN: Con el tamaño lineal proyectado (D) como parámetro para la orientación, el cociente de las longitudes de los brazos (Q) y el cociente de las luminosides de los lóbulos (R) como parámetros de asimetría, ponemos a prueba el esquema unificado para galaxias FR-II (GS) y cuasares radio-intensos (Qs). Usando las medianas para nuestras muestras agrupadas, encontramos que en general las D de las radio fuentes son menores para corrimientos al rojo z y valores Q mayores, siendo las D de los Qs menores que las de las Gs para todos los grupos de Q, z y R. Las D de las Gs son menores para valores menores de Q si R ≤ 1.0 pero aumentan para valores mayores de Q si R > 1.0. Para los Qs, las D disminuyen al aumentar Q, R y z. Estos resultados implican que el efecto de colimación es más importante para las Qs que para las Gs. Las regresiones D − R para distintas submuestras de Q y z sugieren la importancia de otros efectos para interpretar la evolución de estos objetos, además de la colimación y la orientación.
       
  • The HH34 jet/counterjet system at 1.5 and 4.5µm

    • Abstract: ABSTRACT: We present a (previously unpublished) 1.5 µm archival HST image of the HH 34 Herbig-Haro jet, in which the northern counterjet is seen at an unprecedented angular resolution of ≈ 0.1′′ (this counterjet had only been imaged previously at lower resolution with Spitzer). The jet/counterjet structure observed in this image shows evidence of low-amplitude, point-symmetric deviations from the outflow axis, indicating the presence of a precession in the ejection direction. We use the ratios between the 1.5 and 4.5 µm intensities of the emitting knots (from the HST image and from a previously published 4.5 µm Spitzer image) to obtain an estimate of the spatial dependence of the optical extinction to the HH 34 jet/counterjet system. We find evidence for extinction from a central, dense core surrounding the outflow source and from a more extended region in the foreground of the HH 34 counterjet.RESUMEN: Presentamos una imagen del chorro Herbig-Haro HH 34 (inédita) a 1.5 µm del archivo del HST, en la que el contrachorro norte se detecta con una resolución angular sin precedentes de ≈ 0.1′′ (las únicas imagenes previas de este contra-chorro, obtenidas con el Spitzer, tienen una menor resolución). La estructura de chorro/contrachorro observada en esta imagen muestra evidencia de desviaciones de baja amplitud, con simetría de punto con respecto al eje del flujo, e indica la presencia de una precesión en la dirección de la expulsión. Usamos cocientes entre los flujos a 1.5 y 4.5 µm de los nudos emisores (obtenidos de la imagen del HST y de una imagen a 4.5 µm del Spitzer publicada previamente) para obtener una estimación de la dependencia espacial de la extinción óptica del sistema chorro/contrachorro HH 34. Encontramos evidencia de extinción debida a un núcleo denso rodeando a la fuente del flujo y a una zona más extendida situada enfrente del contrachorro de HH 34.
       
  • Obituary - Bárbara Pichardo

    • Abstract: ABSTRACT: We present a (previously unpublished) 1.5 µm archival HST image of the HH 34 Herbig-Haro jet, in which the northern counterjet is seen at an unprecedented angular resolution of ≈ 0.1′′ (this counterjet had only been imaged previously at lower resolution with Spitzer). The jet/counterjet structure observed in this image shows evidence of low-amplitude, point-symmetric deviations from the outflow axis, indicating the presence of a precession in the ejection direction. We use the ratios between the 1.5 and 4.5 µm intensities of the emitting knots (from the HST image and from a previously published 4.5 µm Spitzer image) to obtain an estimate of the spatial dependence of the optical extinction to the HH 34 jet/counterjet system. We find evidence for extinction from a central, dense core surrounding the outflow source and from a more extended region in the foreground of the HH 34 counterjet.RESUMEN: Presentamos una imagen del chorro Herbig-Haro HH 34 (inédita) a 1.5 µm del archivo del HST, en la que el contrachorro norte se detecta con una resolución angular sin precedentes de ≈ 0.1′′ (las únicas imagenes previas de este contra-chorro, obtenidas con el Spitzer, tienen una menor resolución). La estructura de chorro/contrachorro observada en esta imagen muestra evidencia de desviaciones de baja amplitud, con simetría de punto con respecto al eje del flujo, e indica la presencia de una precesión en la dirección de la expulsión. Usamos cocientes entre los flujos a 1.5 y 4.5 µm de los nudos emisores (obtenidos de la imagen del HST y de una imagen a 4.5 µm del Spitzer publicada previamente) para obtener una estimación de la dependencia espacial de la extinción óptica del sistema chorro/contrachorro HH 34. Encontramos evidencia de extinción debida a un núcleo denso rodeando a la fuente del flujo y a una zona más extendida situada enfrente del contrachorro de HH 34.
       
 
 
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