Lista de Resumenes

NOTA: MURAL ó ORAL : solicitado; MURAL ó ORAL: otorgado

Física de Objetos del Sistema Solar

Estudio de Cóndrulos del Meteorito Allende ORAL
Jaime Urrutia Fucugauchi (1); Daniel Flores Gutiérrez^* (2)
(1) Instituto de Geofísica, UNAM, México, D. F.; (2) Instituto de Astronomía, UNAM, Apdo. Postal 70-264, 04510 México, D. F.

Actualmente se piensa que los cóndrulos son objetos que provienen de las primeras etapas de la formación del sistema solar, los cuales están constituidos principalmente por minerales silicatados. Son pequeñas esferas con diámetros del orden de 1mm, que al parecer conservan información sobre el campo magnético temprano de la nebulosa solar, además de su evolución química y de sus condiciones físicas que condujeron a su formación. Como un paso inicial para entender los primeros sucesos físicos ocurrido en las etapas tempranas de la nebulosa solar, presentamos aquí la determinación de ciertos parámetros geométricos y magnéticos de 70 cóndrulos extraídos del meteorito Allende, así como la distribución interna y composición mineral de algunos cóndrulos.

Memorias del Gran Eclipse de Sol Montemorelos Nuevo Leon 28 de Mayo de 1900 MURAL
E. Castro Acuña^*; P.S. Barrera Pineda; R. Aguirre Gutiérrez
Departamento de Astronomía FCFM UANL, Cd. Universitaria, Apdo. Postal 101-F, C.P. 66450, San Nicolás de los Garza N.L.

Presentamos una serie de fotografías y documentos relacionados con las observaciones del Eclipse Total de Sol del 28 de mayo de 1900, realizadas por la comisión del Observatorio Meteorológico Central dirigida por el Ing. Manuel E. Pastrana en Montemorelos N.L. El objetivo de este trabajo es dar a conocer un pasaje poco conocido de la historia de la ciencia en México en el centenario de la realización de estas observaciones.
Este trabajo ha sido apoyado por la Facultad de Ciencias Físico Matemáticas de la UANL y el Centro de Información de Historia Regional de la UANL.

Un Modelo Electromagnético de Fragmentación de Núcleos Cometarios ORAL
A. Poveda; J. Galindo Trejo^*
Instituto de Astronomía, UNAM, Apdo Postal 70-264, 04510 México D. F.

Como un mecanismo de fragmentación de un núcleo cometario alterno a las fuerzas de marea, se presenta un modelo basado en la disipación óhmica de corrientes eléctricas generadas en inclusiones conductoras inmersas en el interior del núcleo. Al desplazarse éste a través del campo magnético de un planeta o de una región localizada de plasma solar se inducirá una corriente eléctrica cuya disipación óhmica genera el calor suficiente para dilatar y romper el entorno de tales inclusiones conductoras. Se muestra la aplicación de este modelo al caso reciente de la fragmentación del cometa Shoemaker-Levy 9.

Galaxias

Un Estudio en HI de la Galaxia Enana (BCD) Haro 2 MURAL
Fermin Mariano Matias; Hector Bravo; Elias Brinks
Depto. de Astronomía, Universidad de Guanajuato

En el presente trabajo desarrollamos un estudio del medio interestelar y su conexión con los procesos de formación estelar en las galaxias enanas, en partícular en una BCD o Blue Compact Dwarf, llamado Haro 2. Mostramos la distribución de HI y su campo de velocidades; notamos que el eje cinetica está casi perpendicular al eje mayor definido por la imagen en el óptico. Debido a la baja resolución de nuestras observaciones HI (beam = 14.6 x 14.0), todavia no hemos llegado a una explicación satisfactoria. Los resultados derivados de las observaciones de Haro 2 muestran que tiene una alta densidad columnar en la región central y observamos que se tiene una buena correlación entre sitios de formación estelar y los máximos locales de densidad columnar. Presentaremos un resumen de las caracteristicas más importantes de Haro 2, como su masa estelar, masa de gas (tanto neutro como molecular), y masa dinámica, entre otros.

Estudio Fotométrico de Galaxias Anilladas MURAL
Roberto Romano Rivera^*; Divakara Mayya
INAOE, Tonantzintla, Puebla

Las galaxias anilladas resultan del paso de una galaxia compacta a través del disco de una galaxia espiral a lo largo de su eje de rotación. Estos sistemas son de particular interés debido a que los anillos pueden mantener una actividad de ``starburst'' extendida. Imágenes de galaxias en H $\alpha$ se pueden usar para determinar la tasa de formación estelar (SFR), sin embargo, aún cuando las galaxias anilladas son escenarios de intensa formación estelar, sólo se tienen estudios fotométricos en H $\alpha$ de unas cuantas de ellas. En este trabajo se presenta un estudio en H $\alpha$ de una muestra de galaxias anilladas, las cuales fueron observadas en el OAGH, en Cananea, Sonora.

Sobre la Galaxia Irregular NGC 4449 ORAL
Margarita Valdéz-Gutiérrez^* (1); Margarita Rosado (2); Christina Lacey (3)
(1) INAOE, Tonatzintla, Puebla; (2) IAUNAM, México, D. F.; (3) Naval Research Laboratory, Washington, DC 20375-5320

Se presentarán avances del estudio cinemático detallado de la galaxia irregular NGC 4449.

Detectando Batimiento de Ondas de Densidad Espiral en Discos Galácticos ORAL
I. Puerari^* (1); D. L. Block (2); B.G. Elmegreen (3); J. A. Frogel (4); P.B. Eskridge (4)
(1) INAOE, Mexico; (2) University Witwatersrand, South Africa; (3) IBM Research Division, USA; (4) The Ohio State University, USA

En la teoría de ondas de densidad los brazos espirales en las galaxias son el efecto de ondas que se propagan en los discos. Si algunas condiciones son satisfechas, estas ondas pueden rebotar cerca del centro de las galaxias. Se producirá entonces un patrón de interferencia entre las ondas que se propagan en las diferentes direcciones. Ese patrón de interferencia se manifiesta en la modulación del potencial de los brazos: donde las ondas interfieren constructivamente, el potencial será más importante y por consiguiente, la densidad y luminosidad serán mayores. Utilizando un análisis de Fourier bi-dimensional, hemos detectado la modulación en la luminosidad de los brazos espirales observados en el infrarojo en dos galaxias: NGC 4062 y NGC 5248. Los resultados son particularmente importantes, porque NGC 4062 es clasificada como ``flocculent'' en el óptico, en tanto que NGC 5248 es una ``grand design''. El análisis de Fourier de las imágenes infrarojas muestra que esas galaxias presentan la misma estructura en su población estelar más evolucionada: dos brazos espirales principales superpuestos a dos brazos espirales más débiles, presentando diferentes sentidos de enrollamiento. Resumiendo: estamos detectando una onda espiral principal y una onda espiral secundaria, esta última siendo el resultado del rebote de la primera en el bulbo de la galaxia.

Turbulencia Atmosférica

Estudio intensivo de la turbulencia atmosférica en el OAN/SPM ORAL
R. Avila^* (1); J. Vernin (2); L. Sánchez (3); E. Masciadri (3); S. Cuevas (3); F. Garfias (3); O. Harris (4)
(1) Instituto de Astronomía, UNAM, Campus Morelia, Apdo. Postal 3-72 (Xangari), 58089 Morelia, Michoacán; (2) UMR Astrophysique, Université de Nice, Parc Valrose, 6108 Nice, France; (3) Instituto de Astronomía, UNAM, A.P. 70-264, 04510 México, D.F; (4) Instituto de Astronomía-OAN UNAM, km. 103 carretera Tijuana-Ensenada, Ensenada 22860 B.C.

Los desarrollos de métodos de observación de alta resolución angular requieren de un conocimiento cada vez más preciso de la turbulencia atmosférica. En mayo del 2000, se llevó a cabo una campaña intensiva de observación de la turbulencia atmosférica en el Observatorio Astronómico Nacional de San Pedro Mártir. Se midieron, durante 16 noches, la distribución vertical de la turbulencia óptica, el seeing integrado, la contribución de la capa superficial, y diversos perfiles de parámetros meteorológicos. En esta reunión presentaremos la campaña de observación, sus objetivos, y algunos resultados.

Optical Turbulence Forecasting: Application to the San Pedro Martir Astronomical Site ORAL
Elena Masciadri^*
Instituto de Astronomía, UNAM, Apartado Postal 70-264 CD Universitaria CP 04510 Mexico D.F

The recent developments in High Angular Resolution techniques and the high performances that new generation telescopes are planned to attain in the next century have changed, in the last years, the definition and the methods of the 'site testing' science. A set of astroclimatic parameters are to be estimated to define the quality of an astronomical site and optimize the flexible-scheduling of the scientific programs and instruments placed at the telescope's focus. Two different approaches can be conceived in order to attain this goals: experimental measurements and the numerical simulations. The latter's principal characteristics is the ability to provide 3D spatial characterizations of the astroclimatic parameters and to supply forecasts.
In this contribution the progress made for the application of the atmospherical model simulations to forecast the optical turbulence in San Pedro Mártir astronomical site will be presented.

Surface layer seeing contribution at San Pedro Mártir: simultaneous microthermal and DIMM measurements ORAL
Leonardo J. Sánchez^*
Instituto de Astronomía, UNAM, Apdo. Postal 70-264, 04510 México D. F.

Results are presented on the optical image degradation due to surface layer and whole atmosphere turbulence, respectively. The measurements were obtained during the 16 nights of the San Pedro Mártir Site Testing Campaign carried out in May 2000, using microthermal sensors placed at 7 levels on a 17m-high mast and a Differential Image Motion Monitor (DIMM) located close to the mast. We evaluate the contribution of the surface layer to the image degradation for different slabs in the 2-16.8m altitude range. Further analysis of the data should provide information about the optical turbulence behavior in the surface layer and the influence of the vegetation.

Coeficientes de Extinción Atmosférica en el Sistema de Strömgren de San Pedro Mártir MURAL
W. Schuster (1); L. Parrao^* (2)
(1) Instituto de Astronomía, UNAM-Ensenada, Apdo. Postal 877, Ensenada 22830, B. C.; (2) Instituto de Astronomía, UNAM, Apdo Postal 70-264, 04510 México D. F.

Presentamos los resultados reunidos sobre coeficientes de extinción en el sistema fotométrico de Strömgren, de 26 temporadas (272 noches) observadas por Schuster et al. con el fotómetro Danés, en el telescopio 1.5m, en San Pedro Mártir; correspondientes al proyecto de estrellas de baja metalicidad y alta velocidad. La técnica de observación y reducción son descrita por Schuster & Nissen (1988). Entre los factores que modifican de manera mas relevante los coeficientes de extinción, estan las erupciones volcánicas. Entre 1987 y 1999 la más importante fue en 1991 del volcán del Pinatubo, en Filipinas (ver gráfica). Se anexan los resultados correspondientes a los coeficientes de extinción promedio, por mes sin considerar el año de 1992. La figura muestra en la gráfica inferior los coeficientes obtenidos por noche y en la gráfica superior, los coeficientes promedio por temporada. El efecto de contaminación ocasionado por la erupción del volcán Pinatubo, en San Pedro Mártir, tiene su máximo a mediados de 1992.

Coeficientes de Extinción por Mes en el Sistema de Strömgren
(sin las noches afectadas por la erupción del volcán Pinatubo)

Mes N K_V $\sigma$ _V N_y K_(b-y) $\sigma$ _(b-y) K_m₁ $\sigma$ _m₁ K_c₁ $\sigma$ _c₁
Enero 0
Febrero 0
Marzo 12 0.1364 0.0035 15 0.0542 0.0221 0.0483 0.0237 0.1314 0.0049
Abril 54 0.1576 0.0046 63 0.0554 0.0130 0.0498 0.0137 0.1188 0.0050
Mayo 11 0.1764 0.0109 13 0.0591 0.0339 0.0454 0.0378 0.1244 0.0152
Junio 6 0.1185 0.0015 6 0.0503 0.0305 0.0420 0.0343 0.1391 0.0096
Julio 0
Agosto 4 0.1352 0.0069 4 0.0611 0.0428 0.0485 0.0500 0.1188 0.0096
Sept. 18 0.1327 0.0028 21 0.0572 0.0169 0.0438 0.0199 0.1280 0.0016
Oct. 23 0.1221 0.0022 24 0.0601 0.0130 0.0401 0.0171 0.1213 0.0007
Nov. 30 0.1200 0.0023 36 0.0568 0.0107 0.0482 0.0122 0.1185 0.0010
Dic. 0

Schuster & Nissen; A.& A.Supp. 73, 225 (1988)

Caracterizacion del sitio del Observatorio Astrofísico Guillermo Haro ORAL
E. Carrasco^*; A. Carramiñana; M. Ortiz; S. Pacheco
Instituto Nacional de Astrofisica, Optica y Electronica Luis Enrique Erro 1, Tonantzintla, Puebla, Mexico. C.P. 72840

La extinción atmosférica y el brillo de cielo en las bandas UBVRI se han monitoreado durante varios meses en el Observatorio Astrofísico Guillermo Haro, localizado en Cananea, Sonora. Se presentan los resultados obtenidos hasta la fecha como parte un Programa de Monitoreo de las condiciones del sitio a largo plazo. Asimismo se incluyen medidas del seeing obtenidas durante tres campañas de medición. El observatorio ha estado funcionando durante más de una década y en ese lapso se han reportado varias mediciones de las condiciones del sitio. No obstante este Programa de Caracterización es el primer estudio sistemático sobre las condiciones del sitio.

Astronomía Estelar

Espectroscopía de FBS 2351+228 en Erupción MURAL
R. Costero^* (1); J. Echevarría (1); H. O. Castañeda(2); G. Tovmassian(2); S. V. Zharykov (2)
(1) Instituto de Astronomía, UNAM, Apdo. Postal 70-264, 04510 México, D. F.; (2) Instituto de Astronomía, UNAM, Ensenada

La estrella variable FBS 2351+228 = NSV 26158 = Peg 7, clasificada como una posible simbiótica pero con espectro similar al de una nova recurrente, presentó uno de sus episodios eruptivos más brillantes el 8 de agosto de 2000, cuando su magnitud estimada aumentó, de 16 a 14. Pocos días después, y a petición de un integrante de la VSNET, observamos el objeto, aún en erupción (magnitud $\approx$ 14.4), con el espectrógrafo Echelle en el telescopio de 2.1 m del Observatorio Astronómico Nacional en San Pedro Mártir, con la intención de esclarecer su naturaleza. En este trabajo reportamos el resultado de esas observaciones.

Catálogo Fotométrico de Estrellas $\delta$ Scuti en el Sistema de Strömgren MURAL
L. Parrao^* (1); J. H. Peña (1); R. Peniche (1, $\dag$ ); G. González ( $\dag$ ); A. Arellano Ferro (1); M. A. Hobart (2); A. García-Cole (3); A. Zarate (3); E. Torres (4)
(1) Instituto de Astronomía, UNAM, Apdo. Postal 70-264, 04510 México, D. F.; (2) Universidad Veracruzana; (3) CCH; (4) Facultad de Ciencias, UNAM

Se presentan las observaciones de estrellas $\delta$ Scuti obtenidas todas ellas en San Pedro Mártir con el telescopio de 1.5m y el Fotómetro Danés. Este catálogo es la primera muestra homogenea en información en fotometría de Strömgren (uvby- $\beta$ ) de estas estrellas. Con ella se pretende obtener los parámetros físicos de luminosidad, temperatura, gravedad y metalicidad empleando las correlaciones existentes. Agradecimientos. Al IA por las facilidades para la observacion (A. Cole), a PAPIIT, IN100199, y a la estudiante Alejandra Zarate.

Análisis de la Fotometría del Cúmulo M45 (Las pléyades) MURAL
Miriam Carrillo^* (1); José H. Peña (2)
(1) Facultad de Ciencias, UNAM; (2) Instituto de Astronomía, UNAM, Apdo. Postal 70-264, 04510 México, D. F.

En este trabajo se analizan los datos fotométricos del sistema uvby- $\beta$ de Strömgren del cúmulo abierto M45 determinando algunas de sus propiedades de cada estrella tales como: distancia, edad, masa, metalicidad, enrojecimiento, temperatura, etc. Este cúmulo es una agrupación de unas 200 estrellas, que se encuentran situadas al noroeste de la Constelación de Tauro. Dichos cúmulos son importantes en el estudio de la evolución estelar debido a que tienen la misma edad, la misma composición química y la misma distancia. También se hace un análisis del diagrama H-R observacional y teórico que relaciona la magnitud con el índice de color; y la luminosidad con la temperatura respectivamente; para así obtener sus trazas evolutivas de dicho cúmulo.

Estudio fotométrico ubvy- $\beta$ del cúmulo abierto NGC 6823 MURAL
Juan C. Plascencia^* (1,2); Jose H. Peña (2); Marco A. Hobart (3); Cesar de la Cruz (3); Rosario Peniche (2)
(1)Facultad de Ciencias, UNAM; (2) Instituto de Astronomía, UNAM, Apdo. Postal 70-264, 04510, México, D. F.; (3) Universidad Veracruzana

Se presentan los resultados de un estudio de fotometría absoluta uvby- $\beta$ de 52 estrellas en la dirección de NGC 6823. Del análisis de los datos, se determina para cada estrella el enrojecimiento, la distancia, la temperatura y gravedad superficial, y del enrojecimiento y la distancia de cada estrella, se determina el enrojecimiento y el modulo de distancia media del cúmulo. Se determina también la edad del cúmulo a través de la comparación directa con los modelos teóricos. Así mismo se determina la membresía de cada estrella al cúmulo y, de los resultados de este estudio, concluimos que no se encuentra acumulación de estrellas en la dirección de NGC 6823. El método seguido se esta ampliando para el cúmulo NGC 6531 del cual también contamos con datos en el mismo sistema fotométrico.

Fotometría CCD del Cúmulo Globular M15 ORAL
Guillermo Manuel Herrera Pérez^*; Alejandro Ruelas Mayorga
Instituto de Astronomía, UNAM, Apdo. Postal 70-264, 04510 México, D. F.

En este trabajo se presentan los resultados observacionales del cúmulo globular M15 (NGC 7074). Los datos fotométricos consisten de observaciones CCD de imagen directa con los filtros U, B, V, del sistema de Johnson, tomadas durante una temporada de observación con el telescopio de 1.5 m de diámetro en el Observatorio de San Pedro Martir por Ajenadro Ruelas Mayorga. Los datos fueron reducidos siguiendo técnicas estándar a través del paquete de reducción fotométrica DAOPHOT II y del paquete IRAF (Image Reduction and Analysis Facility). La reducción nos lleva a la obtención de un conjunto de magnitudes observadas, las cuales son calibradas a un sistema fotométrico estándar a partir de observaciones realizadas a un conjunto de estrellas estándar. Esto nos permitirá establecer algunas propiedades físicas tales como la edad, metalicidad y enrojecimiento, entre otras. Los valores obtenidos se comparan con los de la literatura.

Determinación de Parámetros Físicos del Cúmulo Abierto NGC 2353 MURAL
Alfredo Juárez Vázquez^*; José H. Peña; Rosario Peniche
Instituto de Astronomía, UNAM, Apdo. Postal 70-264, 04510 México, D. F.

Se ha comprobado que el cúmulo abierto NGC 2353, es un cúmulo relativamente joven a unos 470 ± 5 pc, con enrojecimiento medio de E(b -y) de 0.089 ± 0.0262 y una edad de 10⁸ años. La mayoría de estrellas medidas resultan ser de tipo temprano, aunque varias estrellas de cúmulo se determinaron como estrellas del tipo A y F, de aquí que son candidatas para monitorearse y determinar cuál de ellas es del grupo $\delta$ Scuti. Ninguna binaria o estrella químicamente peculiar se halló, ni ninguna dispersa. 36 estrellas fueron encontradas como miembros del cúmulo.

Omi Andromedae - Monitoréo de una Estrella Activa ORAL
M. Alvarez^* (1); J. P. Sareyan (2); J. H. Peña (3); A. Arellano-Ferro (3); J. Chauville (4); G. Guerrero (5); P. Mathias (4)
(1) Instituto de Astronomía, OAN, Ensenada, B.C., México; (2) Observatorio de la Costa Azul, Francia; (3) Instituto de Astronomía, UNAM, Apdo. Postal 70-264, 04510 México, D. F.; (4) Observatorio de Paris-Meudon, Francia; (5) Observatorio de Merate, Italia

Omi ANDROMEDAE es una estrella Be múltiple. La estrella principal es una B6 III con una compañera espectroscópica; además hay una pareja detectada por medio de la interferometría Speckle. La única característica permanente que muestra tanto en su curva de luz, como en espectroscopía, es una doble onda periódica de aproximadamente 1.58 días, con la que se obtiene un ajuste de la curva de luz con una correlación entre el 64 y el 84\%, representando cuando menos las 2/3 partes de la variación total de la estrella. Del análisis que hemos hecho de las variaciones de esta estrella durante los últimos 9 años, a partir de observaciones fotométricas y espectroscópicas principalmente en el observatorio de San Pedro Mártir, concluimos que los períodos observados para esta estrella, se deben a la existencia de regiones activas separadas aproximadamente 180 grados entre ellas. La hipótesis de que las pulsaciones en esta estrella temprana, son la causa del fenómeno observado, son poco plausibles debido entre otras cosas al balance energético requerido para explicar los fenómenos observados. Hacemos el resúmen de la información que hemos obtenido de esta estrella, mostrando la importancia del trabajo observacional que nos permite estudiar con mucho detalle la estructura y comportamiento de estas estrellas jóvenes.

Estudio Fotométrico y Fotoeléctrico del Cúmulo Abierto NGC 2539 MURAL
A. López^* (1,2); J. H. Peña (1); R. Peniche (1); M. A. Hobart (3); C. de la Cruz (3)
(1) Instituto de Astronomía, UNAM, Apdo. Postal 70-264, 04510 México, D. F.; (2) Facultad de Ciencias, UNAM; (3) Facultad de Física, Universidad Veracruzana

NGC 2539 es un cumulo relativamente discreto en el brazo galáctico de Orion. Estudios anteriores realizados por Pesch en 1961 con fotometría y observaciones prismas de objetivo definió al cumulo como galáctico. Los cúmulos abiertos proporcionan un ambiente adecuado para determinar las diferencias entre las estrellas constantes y las estrellas pulsantes, para estrellas de la misma composición química, edad y masa, dado que estos requisitos se cumplen para estrellas que pertenecen al cumulo se estableció un programa de observaciones en el observatorio de San Pedro Mártir de México.
Se realizó el estudio fotométrico para 85 estrellas en la dirección de NGC 2539 a fín de establecer la membrecia al cumulo para cada una de las estrellas, así como la determinación de sus principales parámetros físicos.Todas las observaciones se llevaron a cabo en el observatorio de San Pedro Mártir México, utilizando dos telescopios. El principal fue el telescopio de 1.5m con un espectrofotometro, que permitó la observación simultanea de las estrellas en los filtros uvby del sistema de Strömgren. Los datos fueron obtenidos durante dos diferentes temporadas de observación en enero y febrero (1986), y fueron reducidas usando los paquetes numéricos NABAPHOT Y DAMADAP. En la temporada de febrero fueron dedicadas dos noches a la búsqueda de estrellas variables a través de la fotometría diferencial. El segundo telescopio en el que la fotometría diferencial se llevo acabo fue el de 0.84m con un unicanal en el filtro u de Johnson. Se determinó temperatura y gravedad para cada estrella, una edad (6.3 x 10⁷ años) y un enrojecimiento de (E(b-y) = 0.098 mag) para el cumulo. Debido a que muy pocas estrellas se encontraron a la misma distancia (1100 pc), se propone que este no es un cúmulo sino únicamente una asociación de estrellas tempranas. Se encontró que una estrella variable y una estrella químicamente peculiar pertenecen a la asociación. La estrella variable muestra pulsaciones características de las estrellas de clase Deltacuti.

Fotometría Fotoeléctrica uvby-H $\beta$ del Cúmulo NGC6913 MURAL
A. García Cole^* (1); J. H. Peña (2); R. Peniche (2)
(1) CCH Sur; (2) Instituto de Astronomía, UNAM, Apdo. Postal 70-264, 04510 México, D. F.

En este trabajo se presentan los resultados observacionales de NGC69143 en fotometría de Strömgren. Los datos fueron obtenidos con el Fotómetro Danés en el observatorio de San Pedro Mártir y reducidos al sistema estándar, utilizando para ello el programa de reducción nabaphot. Se determinan las características físicas, la membresia de las estrellas al mismo, la edad metalicidad, enrojecimiento, entre otras. Los valores obtenidos se comparan con los de 6 literaturas para su análisis.

Fotometría uvby- $\beta$ en Cúmulos Abiertos y Estrellas Variables ORAL
José H. Peña^*
Instituto de Astronomía, UNAM, Apdo. Postal 70-264, 04510 México, D. F.

Se discute la metodología seguida para que, mediante la fotometría de Strömgren, se determine el enrojecimiento a las estrellas y la determinación de sus indices desenrojecidos. Se describen las aplicaciones de tal metodología en varios campos.
Mediante fotometría de Strömgren en cúmulos abiertos se ha tratado de determinar, principalmente, la membresía de cada estrella al cúmulo y, una vez establecida esta membresía, la temperatura efectiva, magnitud absoluta y gravedad superficial de cada una. Para el cúmulo, la metalicidad, el enrojecimiento, la abundancia de estrellas Ap y, finalmente la edad. En paralelo se ha realizado un estudio sistemático de estrellas variables de periodo corto, tanto conocidas como descubiertas por nosotros, para tratar de determinar las diferencias entre las estrellas constantes y las variables y tratar de establecer posibles causas de los mecanismos de pulsación que disparen las oscilaciones. Se presentan en esta reunión los resultados que se han obtenido para los siguientes cúmulos abiertos: NGC2264, NGC2539, NGC2353, NGC6531, NGC6913 y los cúmulos Alfa Per y Pleyades, trabajos realizados por las siguientes personas: José H. Peña, R. Peniche, Marco A. Hobart, Cesar de la Cruz, Adriana López, Juan Carlos Plascencia, Miriam Carrillo, Arturo García Cole, Jean Pierre Sareyan y Margit Paparo.
Por otro lado, estudiando las características de las estrellas variables, tanto pulsantes como químicamente peculiares, se presentan los trabajos que se han realizado para determinar el estado evolutivo y las características físicas de las siguientes estrellas: V1719 Cyg, estrella tipo Scuti y las RoAp HD3326 y HD32633. Estos trabajos han sido realizados por José H. Peña, R. Peniche, Marco A. Hobart, C. de la Cruz, Mario Rodríguez , Arturo García Cole y Margit Paparo
Finalmente, presentamos un trabajo preliminar de un catálogo de estrellas Scuti, observables desde SPM, que pretende reportar valores fotometricos homogéneos de este tipo de variables. A partir de la compilación de este catálogo, se pretenden establecer las características físicas de este tipo de estrellas. En este trabajo estan, o han participado, las siguientes personas: José H. Peña, R. Peniche, Marco A. Hobart, Arturo García Cole, Laura Parrao, Armando Arellano y Salvador González.

Estudio Fotométrico de Estrellas Ricas en Litio al Sur de la Nube Molecular del Toro MURAL
L. Terranegra (1); C. Chavarria (2); M. A. Moreno^* (2); E. De Lara (2)
(1) Osservatorio Astronomico di Capodimonte, Via Moiariello 16, 80131 Napoles, Italia; (2) Instituto de Astronomia-OAN UNAM, km. 103 carretera Tijuana-Ensenada, Enda 22860 B.C.

Se hizo un estudio fotométrico en el sistema uvby- $\beta$ de 34 estrellas seleccionadas por su flujo en rayos-X y confirmadas espectroscopicamente como estrellas T Tauri con líneas en emisión débiles WTTS y candidatas a WTTS localizadas al sur de la región con formación estelar en proceso del Toro-Auriga. De las desviaciones de la secuencia principal de edad cero ZAMS, de los índices de color fotométricos c0 y m0 encontramos que las distancias a estos objetos ricos en Litio se extienden de 100 hasta 250 pc. Las estrellas con menos contenido en Litio son objetos evolucionados pre-secuencia principal muy próximos a la ZAMS. De las temperaturas efectivas, luminosidades, masas y edades que resultan del estudio se encuentra que son estrellas menos luminosas, más masivas y más evolucionadas que las T Tauri "clásicas" CTTS asociadas a la nube molecular y sin embargo son objetos jóvenes pero una fracción de ellas se encuentra por debajo de la ZAMS, indicándonos estar mas lejos que la distancia canónica de 140 pc a la nube. El subconjunto de estrellas localizadas próximas a $\lambda$ -Ori podrían estar a 250 pc y son significatívamente mas jóvenes que el resto de la muestra, sugiriendo un origen distinto a las demás. Por otra parte, nuestro estudio no deshecha la posibilidad de que pertenezcan a la población del cinturon de Gould.
Este estudio ha sido parcialmente financiado por CONACYT-Mexico (proyecto 400354-5-27757E), CNR-GNA98 y COFIN98-MURST de Italia.

Variaciones Fotométricas y Espectroscópicas Rápidas de las Estrellas HD32633 y HD3326       MURAL
S.A. Carrillo^* (1,2); I. Ramírez (1,2); R. Peniche (2); J.H. Peña (2)
(1) Facultad de Ciencias, UNAM; (2) Instituto de Astronomía, UNAM, Apdo. Postal 70-264, 04510 México, D. F.

En este trabajo presentamos mediciones espetroscópicas y fotométricas realizadas en las estrellas químicamente peculiares roAp HD3326 y HD32633. Estas estrellas se seleccionaron de una compilación por su periodo corto reportado fotometricamente.Estas estrellas tienen las siguientes características:
Para HD3326:

V = 6.06     b-y = 0.169      m₁ = 0219

c₁ = 0.723 $\beta$ = 2.783 Per(d) = 0.029
Tipo espectral: A6 Peculiaridad Sr

Para HD32633:

V = 6.6      b-y = - 0.021     m₁ = 0136
c₁ = 0.535 $\beta$ = 2.697 Per(h) = 1.75
Tipo espectral: A6 Peculiaridad Si, Cr

Para su observación espectroscópica se utilizó el telescopio de 1m del OAN-Ton. con el mexigraph (espectrografo con resolución de 67Å/mm centrado en H $\gamma$ ). Para las observaciones fotométricas se utilizaron el telescopio de 84cm y el de 150cm del OAN-SPM.
Los datos obtenidos muestran variaciones en la intensidad de las lineas espectroscopicas, en tanto que la fotometría diferencial aplicada indica variaciones del orden de 0.008mag. con un periodo de 0.^d0481 para HD3326; mientras que, para HD32633 del orden de 0.03mag y con un periodo de 0.^d0083 parecido a lo reportado por Kurtz (1982) y Rakosch(1963).

Oscilaciones en Sistemas Binarios Masivos MURAL
F. Cervantes^*(1,2); G. Koenigsberger(2); E. Moreno(2)
(1)Facultad de Ciencias, UNAM; (2) Instituto de Astronomía, UNAM

Presentamos resultados del cálculo de oscilaciones estelares producidas por las fuerzas de marea en sistemas binarios masivos fuera de equilibrio (i.e., en órbitas excéntricas o casos en donde el periodo orbital y el periodo de rotación de la estrella no coinciden). Estos calculos se realizaron con un modelo numérico (Moreno & Koenigsberger 1999), que resuelve las ecuaciones de movimiento para 100 elementos situados en un cinturon alrededor del ecuador de la estrella. Se hicieron cálculos para diferentes configuraciones: órbitas circulares y elípticas; y radios de 20 R y 22 R para los casos circulares, y de 20 R y 40 R para los casos elípticos. Se asumieron diferentes velocidades de rotación, caracterizada por la razón entre la velocidad de rotación y la velocidad orbital. A partir de los diferentes casos calculados se obtuvieron relaciones de los siguientes parámetros y la velocidad de rotación: amplitud, periodo y ángulo azimutal del máximo en la oscilación, y velocidad máxima y su ángulo azimutal. Concluimos que cualquier sistema binario que se encuentre fuera de equilibrio, presentará oscilaciones cuyas amplitudes crecen conforme crece el radio estelar. Así mismo, concluimos que la evolución en los parámetros orbitales de sistemas binarios cercanos NO es suave sino que puede pasar por diferentes fases de resonancias, en donde las amplitudes crecen significativamente. Estas oscilaciones podrían incrementar las tasas de pérdida de masa en la estrella, modificando así su trayectoria evolutiva con respecto a la de una estrella similar que no forma parte de un sistema binario. Sugerimos que fenomenos eruptivos como el recientemente observado en el sistema WR/LBV+WR HD 5980 en la Nube Menor de Magallanes, y los de $\eta$ Carinae podrían estar relacionados con este tipo de oscilaciones inducidas por las fuerzas de marea.

Determinación de Parámetros Físicos de la Estrella $\delta$ Scuti V1719 Cyg MURAL
J. H. Peña(1); M. Paparo(2); R. Peniche(1); M. Rodríguez(1,3)^*; M. A. Hobart(4,5); C. de la Cruz(4); A. García Cole(7)
(1) Instituto de Astronomía, UNAM, México; (2) Observatorio de Konkoly, Hungría; (3 Facultad de Ciencias, UNAM México; (4) Universidad Veracruzana, México; (5) Instituto de Astrofísica, España; (6) CCH Sur, UNAM, México

V1719 Cyg (HD 200925) es una estrella poco común; sus periodos son estables en una escala de tiempo de años, aunque ésta muestra variaciones largas e irregulares o pequeñas sugiriendo un posible efecto Blazhko. En 1985, otros autores, utilizando fotometría uvby- $\beta$ encontraron valores mayores de T_eff y log(g), que los de las Cefeidas enanas con periodos similares y abundancias de [Fe/H] más altas que el de las Hiadas. Todo esto hace de V1719 Cyg una estrella interesante que ha motivado el presente trabajo. La nueva fotometría fotoeléctrica uvby- $\beta$ de la estrella V1719 Cyg, ha permitido aumentar el conocimiento de los periodos de ésta estrella. Con esta información y la reportada en la literatura se realizó un análisis de los periodos con el paquete MUFRAN, que proporcionó frecuencias de pulsación estables que describen las observaciones disponibles a lo largo de 20 años de estudio de ésta estrella. En la revisión de la temperatura efectiva, T_eff, y gravedad superficial, log(g), y la obtenida en este trabajo, existen ciertas discrepancias. Así, analizando los resultados derivados junto a los anteriores, resolvimos el problema acerca de los parámetros físicos donde se ha encontrado que es una estrella de Pop. I y con un log(g) alrededor de 3.1 y una temperatura efectiva de 6700 K.
Las frecuencias determinadas con la base de tiempo de 20 años son: 3.7411556, 7.4823111, 11.2234667, 4.6777749 y una amplitud pequeña de 8.4189900 c/d.

Estudio del cúmulo abierto NGC 2264 y de las variables $\delta$ Scuti W2 y W20 asociadas MURAL
Fausto Cervantes Ortiz^* (1,2); José H. Peña (2); Rosario Peniche( $\dag$ )(2)
(1) Facultad de Ciencias, UNAM; (2) Instituto de Astronomía, UNAM, Apdo Postal 70-264, 04510 México, D. F.

Presentamos fotometría absoluta del cúmulo abierto NGC 2264 y diferencial de las estrellas $\delta$ Scuti W2 y W20. Por medio de calibraciones fotométricas de Nissen y Shobbrook hallamos las magnitudes absolutas y el enrojecimiento, y a través de ellas, las distancias a las estrellas, que nos permiten determinar la membresía de las estrellas al cúmulo. Encontramos que existen dos cúmulos en la dirección de NGC 2264. El primero se encuentra a 688 pc, y tiene una edad de 5.01 x 10⁷ años. El segundo está ubicado a 300 pc, y su edad es de 2.2 x 10⁸ años. Ambas edades se determinaron por medio de los modelos de Meynet et al. Concluimos que las estrellas $\delta$ Scuti W2 y W20 no pertenecen a ninguno de los cúmulos, sino que están situadas a 540 pc y 535 pc, respectivamente. Con la fotometría de Strömgren determinamos parámetros físicos de estas estrellas pulsantes. La fotometría diferencial sirvió para hallar frecuencias de pulsación.

The Orbital Period of Intermediate Polar 1WGA J1958.2+3232 ORAL
S. Zharikov^*; G. Tovmassian; J. Echevarria; A.A. Cardenas
Observatorio Astronomico Nacional de IA de UNAM, Ensenada, BC, Mexico

We report the detection of the orbital period of 4.36h for the new Intermediate Polar 1WGA 1958.2+3232. The orbital period was derived from time-resolved photometric and spectral observations. We also confirmed the 733 sec spin period of the White Dwarf consistent with the X-ray pulsations and were able to distinguish the beat period in the light curve. Strong modulation with orbital period are detected in the emission spectral lines from spectral observations. They show the presence of bright hot spot on the edge of the accretion disk. The parameters of this recently discovered Intermediate Polar are determined.

La Nova Enana EY Cygni: un Caso Prueba de Binarias Cataclísmicas de Baja Inclinación ORAL
J. Echevarria^*; R. Costero; G. Tovmasian; S. Zharikov; R. Michel; L. Pineda
Instituto de Astronomía, UNAM, Apdo Postal 70-264, 04510 México D.F.

High dispersion spectroscopy of the dwarf nova EY Cyg has been conducted for several observing runs, spanning seven years. Additionally, previously done low dispersion spectroscopy and simultanoeus VRI CCD photometry with one of the high dispersion runs are presented. We have been able to detect for the first time, the radial velocity curve of both the emission and absorption components. Their analysis yield semiamplitudes K_em = 29 ± 2 km s^-1 and K_abs = 54 ± 1 km s^-1. The orbital period is 0.45932579 ± 0.00000002 days, a value much larger than previously reported. Wae also found that the spectral type of the secondary is much earlier than previously reported. We find a phase dependant spectral type from K0 to K5 with no definite evidence of a subgiant luminosity or abundance anomalies. The observed rotational velocity of the secondary is V_rot sin i = 32 ± 13, consistent with the predicted rotational velocity assuming that EY Cyg B fills its Roche-Lobe and co-rotates with the binary. The masses and the binary separation of the components are M_W sin³ i = 0.0177 ± 0.0016 M, M_R sin³ i = 0.0095 ± 0.0014 M, and a sin i = 0.7872 ± 0.0067 R. The CCD VRI photometry simultaneous with a spectroscopic run, was done at a stage when the emission lines were weak and the absorption lines were strong compared to other runs. From the Chandrasekhar limit and the observed spectral type of the secondary, as well as the light curves, very tight limits must be imposed for the inclination angle of this cataclysmic variable, with values between 13 to 16 degrees. For the most likely value of i = 15^o, consistent with an analysis of the mass and radius of the secondary star we obtain M_R = 0.54 M, M_W = 1.00 M and a = 3.02 R. These results imply that EY Cyg B is in fact a K0 star with a mean radius 1.67 times greater than a normal main sequence star for the same mass. The surface of the secondary must be heated by the accretion disk/column and/or the white dwarf.

Parámetros Atmosféricos de Estrellas Sub-Enanas ORAL
L. Rodríguez-Merino^*; M. Chávez
INAOE, Tonantzintla, Puebla

A través de la comparación entre distribuciones espectrales de energía observadas y teóricas hemos determinado valores confiables de parámetros atmosféricos para una muestra de 40 estrellas catalogadas como sub-enanas, las cuales fueron observadas por las sondas Voyager. Los datos espectroscópicos obtenidos por los espectrómetros ultravioleta (UVS) abordo de los Voyager fueron complementados con datos obtenidos por IUE, logrando una cobertura espectral de 900-3350 Å. Estrellas con temperatura efectiva alta tienen el máximo de su distribución espectral en longitudes de onda ultravioleta (UV), por lo que el flujo en este intervalo es muy sensible a la temperatura efectiva, por esta razón objetos como las sub-enanas deben ser analizados en el intervalo UV. Por primera vez se presentan datos de Voyager para la mayoría de las estrellas.

Nuevas Estrellas WTT en la Región RXJ0540.8-0806 ORAL
Basado en datos obtenidos en el Observatorio Astronómico Nacional de San Pedro Mártir, B. C., México.
Marco Arturo Moreno Corral^* (1); Carlos Chavarría-K (1); Estela de Lara (1); Luciano Terranegra (2)
(1) Instituto de Astronomía, UNAM, Ensenada, Km. 103 Carretera Tijuana Ensenada, 22860, México; (2) Osservatorio Astronómico di Capodimonte, Via Moiariello 16, I-80131 Napoli, Italy.

La búsqueda de estrellas del tipo WTT en regiones de formación estelar reciente y cercanas ( $\leq$ 500 pc) mediante el satélite de rayos X ROSAT ha resultado altamente exitosa, pues un número importante de las fuentes detectadas por ese medio, cuando se les ha hecho espectroscopía de mediana y alta resolución, han resultado estar caracterizadas por espectros más tardíos que F0, presentando claramente la línea de absorción del LiI $\lambda$ 6707, así como emisión en H $\alpha$ .
Recientemente Alcalá y colaboradores (1996) han publicado una lista de 112 nuevas estrellas WTT. Una de ellas es RXJ0540.8-0806, la que desde que la observamos por primera vez buscando su confirmación como estrella de ese tipo llamó nuestra atención, pues las cartas de identificación del POSS muestran nebulosidad conspicua en esa región. Aquí presentamos espectroscopía de mediana dispersión y fotometría de Strömgren de las estrellas presentes dentro del círculo de error original de ROSAT, discutiendo la existencia de dos nuevas WTT en esa zona de la bóveda celeste.
Referencias
Alcalá, J. M. et al. A&A Suppl. Ser. 119, 7-24 (1996)
Trabajo realizado con apoyo económico parcial del CONACYT (proyecto de investigación 27757E.)

Fotometría uvby- $\beta$ y Cinemática para Estrellas de Alta-velocidad y Baja-metalicidad MURAL
W.J. Schuster^* (1); A. Moitinho (2); E. Covarrubias (3); L. Parrao (4)
(1,2) Instituto de Astronomía y Observatorio Astronómico Nacional, UNAM, Ensenada, B.C. (3) Universidad de las Americas, Cholula, Puebla (4) Instituto de Astronomía, UNAM, México, D.F.

Se está terminando un tercer catálogo de datos uvby- $\beta$ para 446 estrellas de alta-velocidad y baja-metalicidad observadas en el Observatorio Astronómico Nacional, San Pedro Mártir. De éstas, 94 son estrellas repetidas de los catálogos anteriores, permitiendose un análisis de la consistencia y precisión de los datos nuevos comparados con los datos anteriores. Hay más de 1600 estrellas diferentes entre estos tres catálogos fotométricos. También se está actualizando la cinemática de esta base de datos tomando los movimientos propios de Hipparcos, PPM, NLTT, ..., las velocidades radiales de Carney et al. (1994), Ryan & Norris (1991), Fouts & Sandage (1986), ..., y las distancias de nuestra calibración fotométrica y de los paralajes trigonométricos de Hipparcos. Tenemos datos cinemáticos completos y confiables para más de 1500 estrellas de alta-velocidad y baja-metalicidad. Se está usando esta base de datos para rehacer y mejorar nuestra calibración fotométrica de magnitud absoluta y distancia, y también refinar nuestro análisis de la cinemática de las estrellas del halo y disco grueso Galácticos, usando diagramas como el Bottlinger, el de la energía Toomre, el de V_rot vs [Fe/H], W vs [Fe/H], y W vs V_rot.

Astronomía Extragaláctica y Cosmología

Evolución galáctica y dinámica de cúmulos a partir de imágenes HI ORAL
Héctor Bravo
Depto de Astronomía, Universidad de Guanajuato, Apdo. Postal 144, 36000 Guanajuato, Gto.

A partir de observaciones HI realizadas con el VLA en cúmulos cercanos, se ha demostrado que esta técnica permite estudiar los efectos ambientales que sufren las galaxias como consecuencia del medio intracúmulo (MIC). Comparando las observaciones en HI del cúmulo de Coma con simulaciones numéricas 3D para las mismas condiciones del MIC, encontramos que el fenómeno de ram pressure stripping es el que juega el papel más importante en las interacciones galaxia-MIC, por encima del potencial gravitacional o el galaxy harassment. Por otra parte, con el fin de estudiar los posibles mecanismos que generan y que detienen la formación de estrellas masivas en galaxias, analizamos los límites superiores de masa HI, la emisión de radio continuo y la información morfológica de las galaxias starbursts y post starbursts de Coma, las cuales no fueron detectadas en HI. Por último las observaciones HI con el VLA demuestran que es posible discriminar, dentro de un mismo cúmulo, entre los grupos ricos y los que son deficientes en HI, ya que ambos pueden ser aislados tanto espacialmente como en velocidad, lo que permite deducir el estado dinámico de los cúmulos mismos. Haremos una breve descripción del proyecto multifrecuencia de cúmulos a mediano redshift, que busca estudiar la evolución galáctica en el Universo cercano basándose en la experiencia adquirida en cúmulos cercanos como Coma y Virgo.

Resultados recientes con MAXIMA y Boomerang sobre la radiación de fondo ORAL
E. Gaztañaga; J. Barriga; M. Santos; S. Sarkar
Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica Luis Enrique Erro 1, Tonantzintla, 72840 Puebla

I will review recent observational results from Boomerang and Maxima on measurements of fluctuations in the cosmic microwave background (CMB). Adams et al. (1997) have noted that according to our current understanding of the unification of fundamental interactions, there should have been phase transitions associated with spontaneous symmetry breaking during the inflationary era. This may have resulted in the breaking of scale-invariance of the primordial density perturbation for brief periods. A possible such feature was identified in the power spectrum of galaxy clustering in the APM survey at the scale k ~ 0.1 h/Mpc and it was shown that the secondary acoustic peaks in the power spectrum of the CMB anisotropy should consequently be suppressed. We demonstrate that this prediction is confirmed by the recent Boomerang and Maxima observations. Such a spectral break allows an excellent fit to both LSS and CMB data with a baryon density consistent with the BBN value.

La Parte Escondida del Gran Atractor ORAL
Renée C. Kraan-Korteweg^* (1); Patrick A. Woudt (2); Lister Staveley-Smith (3)
(1) Depto. de Astronomía, Universidad de Guanajuato; (2) Dept. of Astronomy, Univ. of Cape Town, South Africa; (3) ATNF, CSIRO, Epping, Australia

La naturaleza y extensión del Gran Atractor (GA) ha sido motivo de gran controversia durante la pasada década. Esto se debe en gran medida a que una parte significativa del GA está escondida por la Vía Láctea. Sin embargo, profundas búsquedas ópticas de galaxias - seguidas de observaciones de sus corrimientos al rojo - han reducido esta zona de ocultamiento considerablemente (de |b| < 10^o hasta |b| < 5^o). Estos relevamientos han p.ej. revelado que el cúmulo de galaxias A3627 es un cúmulo muy masivo (comparable al cúmulo de Coma) que muy probablemente represente el fondo del potencial del GA ya desconocido. Pero esto no exluye que otros cúmulos existan en las zonas impenetrables opticamente. En efecto, existen indicaciones que la fuente de radio brillante, PKS 1343-601 sea el centro de un cúmulo rico dentro del GA, pero la verificación queda difícil por la extinción de A_B ~ 12 mag ( b = 2^o). Para responder a estas cuestiones, las partes totalmente oscurecidas en el óptico (|b| < 5^o) han sido observado sistematicamente en HI: la Galaxia es totalmente transparente en la línea de 21 cm y se puede identificar galaxias ricas en gas neutro facilmente a cualquier latitud galáctica. En esta plática, presentamos los más recientes resultados del relevamiento a ciegas profundo en HI hecho con el radio telescopio de 64-m de Parkes en la región del GA (300^o < l < 332^o). Usamos las 305 galaxias detectadas -- la mayoría desconocidas anteriormente - para mapear los filamentos y vacíos dentro de la región más oscurecida del Gran Atractor.

Properties and Evolution of Disk Galaxies in a Hierarchical Formation Scenario MURAL
Vladimir Avila-Reese^*; Claudio Firmani
Instituto de Astronomía, UNAM, Apdo. Postal 70-264, 04510 México, D. F.

We present properties and evolutionary features of disk galaxies formed within hierarchically growing cold dark matter (CDM) halos by inside-out gas accretion, including detailed star formation. We find that the fundamental physical factors of disk galaxies are their total mass, mass aggregation history and primordial angular momentum. The main local and global properties as well as the correlations across the Hubble sequence are succesfully predicted when these fundamental factors and their dispersions are calculated from a $\Lambda$CDM cosmology. We find that the infrared Tully-Fisher relations and their scatters are a direct imprint of the initial cosmological conditions. This relation is the same for high and low surface brightness galaxies and remains invariant within a reasonable disk mass fraction range. The main shortcomings of the scenario are a too high contribution of the dark halo in the rotation curve decompositions, a too pronounced disk size evolution, and a rather steep color index gradient along the disks.

Emisión H $\alpha$ en la galaxia Seyfert 1 Ark 120 MURAL
A. D. Becerril^*; R. J. Martinez; R. Carrillo
Instituto de Astronomía, UNAM, Apdo. Postal 70-264, 04510 México, D. F.

Se observa la galaxia Seyfert 1 Arkarian 120 a través de los filtros "angostos" de H $\alpha$ _línea y H $\alpha$ _continuo, (en el Observatorio Astronómico Nacional de SPM, Baja California) para obtener la estructura extendida en H $\alpha$ . Nuestros resultados contrastan con los obtenidos previamente por Mulchaey et al. 1996 (ApJS, 102, 309) quienes solo encuentran emisión en forma de halo, la cual no parece cumplir los criterios de ser gas altamente excitado. Nuestros resultados muestran que esta Seyfert tiene una componente compacta de H $\alpha$ centrada en la región del halo encontrada por Mulchaey et al.; asimismo, se confirma que la región de emisión es más compacta de lo que se creía.

Emisión Optica Extendida de la Radiogalaxia 4C 26.42 ORAL
R. Carrillo^*; I. Cruz-González
Instituto de Astronomía, UNAM, Apdo. Postal 70-264, 04510 México, D. F.

Usamos imágenes de banda angosta en el óptico (H $\alpha$ , y [OIII] $\lambda$ 5007), que obtuvimos con el telescopio de 2.1 m en San Pedro Mártir, B.C., junto con observaciones de radio frecuencias e imágenes del HST, de la radiogalaxia con radio espectro empinado: 4C 26.42, para confrontar los escenarios de ``juventud'' y ``frustrado'' para radio fuentes compactas. A partir de las observaciones mostramos que como producto del movimiento de los radio jets a través de la galaxia ``huesped'' se han producido choques de estos jets con un medio denso, los cuales producen la radio estructura de forma de ``S'' que se observa, e igualmente estos choques pueden ser los responsables de la emisión en H $\alpha$ y [OIII] que ``resolvemos'' de nuestros datos. Estos resultados indican que el escenario más probable para esta fuente es de tipo ``frustrado''.

El par aislado de galaxias interactuantes NGC 5257/58 (Arp 240) ORAL
Isaura Fuentes-Carrera^* (1); Margarita Rosado (1); Philippe Amram (2); Deborah Dultzin-Hacyan (1); Abel Bernal (1); Heikki Salo (3); Eija Laurikainen (3); Irene Cruz-González (1); Etienne Le Coarer (4)
(1) Instituto de Astronomía, UNAM. Apdo. Postal 70-264, Cd. Universitaria. C.P. 04510, México, D.F.; (2) 2 Place Le Verrier, 13248 Marseille Cedex 4, France; (3) Dept. of Astronomy, University of Oulu, PL 333 90571, Oulu, Finland; (4) Observatoire de Grenoble, B.P. 53X. F-38041, Grenoble, Cedex 9, France

Presentamos observaciones del par aislado de galaxias en interacción NGC5257/58 (Arp 240) realizadas con el interferómetro Fabry-Perot de barrido PUMA. Las imágenes monocromática (H $\alpha$ corrida al rojo) y en el contínuo, así como el campo de velocidades de cada galaxia se obtuvieron con el propósito de estudiar el efecto que estructuras como barras y alabeos tienen en la cinemática y dinámica de galaxias espirales. Se encontraron caracterí sticas típicas de este tipo de estructuras tales como campos de velocidades distorsionados y curvas de rotación asimétricas. Para cada galaxia se derivó además un rango posible de masas. El campo de velocidades de NGC5257 se comparó con simulaciones numéricas de una galaxia aislada como primera aproximación para establecer la naturaleza de la barra central.

Modeling Self-Interacting CDM Halos with a Cosmological Boltzmann Code ORAL
Claudio Firmani^* (1); Elena D'Onghia (2); Guido Chincarini (3)
(1) Instituto de Astronomía, UNAM, Apdo. Postal 70-264, 04510 Mexico D.F., Mexico; (2) Universita degli Studi di Milano, via Celoria 16, 20100 Milano, Italy; (3) Osservatorio Astronomico di Brera, via E. Bianchi 46, 23807 Merate (LC), Italy

We investigate the density profiles and evolution of weakly self-interacting cold dark matter halos using a numerical code based on the collisional Boltzmann equation. This approach is alternative to N-body techniques in following the dynamical evolution of halos in the cosmological context and taking into account particle self-interaction. The physical case with a cross section inversely proportional to the relative velocity of the colliding particles is modeled with an unprecedented resolution, spanning five orders of magnitude on the radius for each halo. The modeled halos cover a mass range from dwarf galaxies to galaxy clusters. We find that for $\sigma$ v₁₀₀ $\approx$ 10^-24 cm²/GeV, where $\sigma$ is the cross section per unit mass and v₁₀₀ is the collision velocity in units of 100 km/s, soft cores in good agreement with observations on galactic as well as on galaxy cluster scales are obtained. Remarkably, the observed nearly invariance of the halo central density with mass is reproduced.

The Formation of Bars and Disks in Markarian Galaxies MURAL
Roger Coziol^* (1); Suzanne Considere (2); Emmanuel Davoust (3); Thierry Contini (4)
(1) Departamento de Astronomía de la Universidad de Guanajuato, Apartado Postal 144, 36000 Guanajuato, Gto, México; (2) Observatoire de Besancon, UPRES-A 6091, B.P. 1615, F-25010 Besancon Cedex, France; (3) Observatoire Midi-Pyrenees, UMR 5572, 14 Avenue E. Belin, F-31400 Toulouse, France; (4) European Southern Observatory, Karl-Schwarzschild-Strasse 2, D-85748 Garching bei Munchen, Germany

In this contribution, we propose that in massive starburst nucleus galaxies bars appeared only recently. In support of this hypothesis, we show that:
1) the proportion of barred galaxies is much lower in Markarian starburst galaxies than in normal galaxies.
2) the Markarian starburst galaxies also have smaller disks than normal galaxies; and the disks of unbarred starburst galaxies are smaller, on average, than barred ones.
3) The Markarian starburst galaxies do not seem to follow the local Tully-Fisher relation.
Various alternatives are examined to explain the deficiency of bars and the small disk dimensions in Markarian starburst galaxies. One possibility, which is in agreement with the young bar hypothesis, is that the formation of disks happens after the formation of bulges and that bars appear only later, when enough gas has been accreted in the disk.

Near Infrared Spectroscopy of Starburst Galaxies ORAL
Roger Coziol^* (1); Rene Doyon (2); Serge Demers (2)
(1) Departamento de Astronomía de la Universidad de Guanajuato, Apartado Postal 144, 36000 Guanajuato, Gto, México; (2) Departement de Physique, Observatoire du Mont Megantic, Université de Montreal, Montreal, Quebec, H3C 3J7 Canada

We present new K-band spectroscopy for a sample of 48 starburst galaxies, obtained using UKIRT in Hawaii. Our sample contains galaxies with different morphologies, masses, metallicities and far infrared luminosities L_IR < 10¹⁰ L. This variety of physical characteristics implies significant variation of near infrared spectral features, which translate into different bursts characteristics. It suggests that what we survey are starburst galaxies at different stage of their evolution.
Comparison with starburst models suggests that the best ensemble of parameters which describe starburst galaxies as a whole are a constant rate of star formation, a Salpeter IMF with an upper mass cutoff M_up = 30 M and bursts ages between 10 Myr and 1 Gyr.
This result is consistent with a scenario where massive starburst galaxies evolve through multiple bursts of star formation and suggests that starburst is a sustainable or self-sustained process.

La Historia de Formación Estelar en la Vecindad Solar: Modelos vs. Observaciones ORAL
V. Avila-Reese^*(1); C. Firmani(1); X. Hernández(2)
(1) Instituto de Astronomia, UNAM, A.P. 70-264, 04510 Mexico, D.F.; (2) Osservatorio Astrofisico di Arcetri, Largo E. Fermi 5, 50125 Firenze, Italy

Recientemente se ha logrado inferir la historia de formación estelar (FE) de la vecindad solar combinando los datos del Hipparcos para una muestra completa de estrellas con isocronas teóricas. Nosotros comparamos este resultado con la predicción de un modelo de formación y evolución de galaxias de disco en el contexto del escenario jerárquico. En este modelo, el disco galáctico se forma en el centro de un halo obscuro de adentro hacia afuera con una tasa global de lluvia de gas proporcional a la historia de agregación de masa cosmológica (HAM) (usamos un universo plano con $\Omega_{\Lambda}^{}$ = h = 0.7) y bajo la suposición de conservación detallada de momento angular del gas que al principio está igualmente distribuido que la materia obscura. La FE es inducida en el disco por inestabilidad gravitacional (criterio de Toomre) y autoregulada por un balance energético en el medio interestelar vertical; ella depende básicamente de la historia de acreción de gas y de la densidad superficial del disco (función a su vez del parámetro de giro $\lambda$ del halo). Las propiedades de un modelo de galaxia quedan definidas por su masa, la HAM, $\lambda$ y la fracción de materia que se incorpora al disco bariónico. Calculamos un modelo que reproduce las principales propiedades de la Vía Láctea y encontramos que la historia de FE a un radio de 8.5 Kpc es cualitativamente similar a la inferida de las observaciones sugeriendo que los principales ingredientes físicos de la FE y del disco han sido capturados por nuestro modelo. El disco a ese radio se forma hace ~11 Gas atrás creciendo luego la tasa de FE hasta alcanzar un máximo extendido entre los 8 y 5 Gas y decreciendo después un factor ~2.5 hasta el presente. Una comparación más precisa con las observaciones (cuyas incertidumbres aún son grandes) posiblemente requiera de otros ingredientes secundarios, entre ellos, la inducción de FE por interacciones con las Nubes de Magallanes, la incorporación de una fracción de gas a los satélites en vez del disco, cierta redistribución del momento angular del gas en caída. Estos fenómenos son muy plausibles y funcionarían en el sentido de mejorar el acuerdo de la predicción de nuestro modelo con las observaciones de la historia de FE en la vecindad solar.

Materia Oscura Tibia y el Colapso Monolítico Caliente ORAL
P. Colin^* (1); V. Avila-Reese (1); O. Valenzuela (2)
(1) Instituto de Astronomía, UNAM, Apdo Postal 70-264, 04510 México, D.F.; (2) Astronomy, Department, New Mexico State University, Box 30001, Department 4500, Las Cruces, NM 88003-0001

Uno de los problemas potenciales de los modelos cosmológicos con materia oscura fría (MOF) es que el número de halos de baja masa - donde se espera que se formen las galaxias enanas - orbitando alrededor de un halo del tamaño del halo de la Vía Láctea predicho por estos modelos excede la abundancia observada de galaxias satélites en el Grupo Local. Un segundo problema es su predicción de perfiles de densidad hacia el centro empinados. Esta forma del perfil de densidad contradice los perfiles de densidad aplanados que se infieren de las curvas de rotación de las galaxias enanas y de bajo brillo superficial.
Una de las salidas posibles al problema del exceso de satélites es optar por otro tipo de materia oscura; por ejemplo, usar materia oscura tibia (MOT). A diferencia de la MOF la velocidad de las particulas de la MOT (tibiones) no es despreciable. Es debido a esa velocidad que el espectro de potencias tiene un corte a escala de galaxias. Ese corte en el espectro reduce la cantidad de subestructura en halos galácticos. En este trabajo hemos realizado una serie de simulaciones numéricas de alta resolución con el objetivo de medir el efecto del corte en el espectro asi como el de la velocidad sobre la subestructura y los perfiles de densidad.

Halo Scaling Relations from Galactic to Galaxy Cluster Scales ORAL
E. D'Onghia^* (1); C. Firmani (2); G. Chincarini (3); X. Hernández (4); V. Avila-Reese (2)
(1) Universita' degli Studi di Milano, Italy; (2) Instituto de Astronomía, UNAM, México; (3) Osservatorio Astronomico di Brera, Italy; (4) Osservatorio Astronofisico di Arcetri, Italy

One of the predictions of the standard cold dark matter model is that dark haloes have centrally divergent density profiles. An extensive body of rotation curve observations of dwarf and low surface brightness galaxies shows the dark haloes of those systems to be characterized by soft constant density central cores. Several physical processes have been proposed to produce soft cores in dark haloes, each one with different scaling properties. With the aim of discriminating among them we have examined the rotation curves of dark matter dominated dwarf and low surface brightness galaxies and the inner mass profiles of two clusters of galaxies lacking a central cD galaxy and with evidence of soft cores in the centre. The core radii and central densities of these haloes scale in a well defined manner with the depth of their potential wells, as measured through the maximum circular velocity. As a result of our analysis we identify self-interacting cold dark matter as a viable solution to the core problem, where a non-singular isothermal core is formed in the halo center surrounded by a Navarro, Frenk, & White profile in the outer parts. We show that this particular physical situation predicts core radii in agreement with observations. Furthermore, using the observed scalings, we derive an expression for the minimum cross section ( $\sigma$ ) which has an explicit dependence with the halo dispersion velocity (v). If m_x is the mass of the dark matter particle: $\sigma$ / m_x $\approx$ 4 x 10^-25 (100 km s^-1 / v) cm² /Gev.

Induced Activity in Galaxies of Mixed Pair (E+S) MURAL
Alfredo Franco B.^* ; Deborah Dultzin K. ; Héctor Hernández T.
Instituto de Astronomía, UNAM, Apdo Postal 70-264, 04510 México, D. F.

We use a subsample of Karachensev's catalog of mixed morphology pairs of galaxies (eliptical+spiral) to make a new optical emission study in BVRI Jhonson's bands. This pairs are important because they provide information on the response of a galactic disk to external and relatively free dust perturbator. We have images in BVRI Jhonson's bans from 49 pairs E+S and 22 isolate galaxies of all morphological types. Deeper images were taken at San Pedro Martir Observatory in two diferent telescopes; each image is 4.3' x 4.3' (~ 0.5 ''/pixel) in 1.5 m. telelescope, and 6.7' x 6.7' (~ 1.0 ''/pixel) in 84 cm. telescope. In this study, we will use all information obtenied of surface photometry analysis.

Double Peak profile in the Seyfert 1.5 Galaxy Mkn 926 MURAL
Mauricio Argote^* (1); Deborah Dultzin-Hacyan (1); José Antonio de Diego (1); Erika Benítez (1); Paolo Marziani (2)
(1) Instituto de Astronomia, UNAM, México D. F.; (2) Padova Astronomical Observatory, Italy

From a sample of 15 objects that have been studied for line variability in the region between H $\beta$ to H $\alpha$ , we present preliminary results and a new spectrum from San Pedro Mártir Observatory (OAN) for the Seyfert 1.5 galaxy Markarian 926. This object presents profile variations in its broad H $\beta$ component, showing a clear transient double peak. We briefly discuss also the origin of such variations in the context of accretion disks models published in the literature.

Cinemática de las galaxias irregulares con cúmulos ORAL
Henri Plana^* (1); Margarita Rosado (2); Christian Surace (3)
(1) OAN/UNAM (2) IA/UNAM (3) Imperial College, Londres

Hemos observado una muestra de galaxias irregulares con cumulos (CIG) con el Perot Fabry de barrido PUMA en SPM. Las galaxias irregulares comportan muchas subcategorías y una de ellas es la de galaxias con excesso UV. Heidmann et al. (1983 Highlights Astro 6, 611, 1987 Star Forming Regions IAU 115 p599) propusieron una subcategoría basada originalmente sobre la morfología llamada Galaxias Irregulares con "clumps" (CIG). Estas fueron identificadas como irregulares gigantes con una estructura muy grumosa. Nuetro estudio tiene como objetivo entender la formacion de este tipo de galaxias.
Obtuvimos campos de velocidad y mapas monocromaticos en H $\alpha$ para cada una de las galaxias de la muestra. Entre los primeros resultados estan que cada una de las CIGs tiene emision muy fuerte en varios sitios con muy poco continuo y que varias tienen gradientes de velocidad de 70 km/s. Algunas muestran movimientos ordenados de rotacion y otras movimientos de poca amplitud en velocidad, sin rotacion general pero con movimientos en los sitios de emision. Debido a que nuestra muestra de CIGs es muy restringida todavia no podemos clasificarlas de acuerdo a su cinematica. Esto puede mostrar diferentes escenarios de formación o de diferentes estados de evolución.

Medio Interestelar

?Qué pasa en el centro de HH 30? ORAL
Alan Watson^* (1); Karl Stapelfeldt (2); John Krist (3)
(1) IA-UNAM Morelia; (2) Jet Propulsion Laboratory; (3) STScI

Imágenes con el Telescopio Espacial de la nebulosa HH 30 muestran que es un disco alrededor de una estrella joven que se ve por canto. Lo más sorprendente es que la nebulosidad tiene una asimetría variable. Presentamos un análisis de observaciones de la asimetría con el Telescopio Espacial y de fotometría del OAN/SPM y FLWO. Discutimos las implicaciones para la estructura de los discos de acreción en escalas de 1 UA o menor.

Núcleos Calientes y Regiones HII UC: El Cambio de Estafeta ORAL
S. Kurtz^*
Instituto de Astronomía, UNAM, Campus Morelia, Apdo. Postal 3-72 (Xangari), 58089 Morelia, Michoacán

Desde los años 80 las regiones HII ultracompactas han sido la primera evidencia de la existencia de una estrella masiva. Estas regiones pequeñas, densas y brillantes, ubicadas en las profundidades de nubes moleculares, eran la primera etapa conocida en la formación/evolución de estrellas masivas. En los últimos años del siglo, las regiones HII ultracompactas han sido suplantadas como la primera evidencia de estas estrellas recién formadas. Ahora se piensa en los núcleos calientes como la primera pista de la presencia de una estrella masiva joven. Aquí discutiremos las propiedades de los núcleos calientes, su relación evolutiva con las regiones HII ultracompactas y algunos de los problemas que se están investigando actualmente.

Transferencia radiativa en línea y continuo ORAL
Vladimir Escalante Ramírez^*
Instituto de Astronomía, UNAM, Campus Morelia, Apdo. Postal 3-72 (Xangari), 58089 Morelia, Michoacán

Se presenta un método de armónicos esféricos con una convergencia acelerada para el cálculo de la transferencia radiativa en un medio esférico con una fuente puntual central. El método se puede aplicar a casos de dispersión coherente y absorción por línea. La exactitud es comparable a la lograda por métodos más sofisticados de doble rango.

Observaciones con el VLA de emision maser de H₂O y de continuo a 1.3 cm. en AFGL 2591 ORAL
M. A. Trinidad^*; S. Curiel
Instituto de Astronomía, UNAM, Apdo. Postal 70-264, 04510 México, D. F.

Presentamos observaciones hechas de manera simultánea con el VLA de emisión maser de H₂O y de contínuo (1.3 cm), de la región de formación estelar AFGL 2591. Usamos la técnica de calibración cruzada para calibrar los datos de la emisión de contínuo a 1.3 cm. Detectamos una sola fuente (VLA 3) en esta región a 1.3 cm, la cual proponemos es la fuente excitadora del flujo molecular observado en la región. Las manchas maser de H₂O detectadas en AFGL 2591 están distribuidas en tres grupos, uno de los cuales está asociado espacialmente con la fuente VLA 3.

Evolución de la estrella central [WN] de LMC-N66 ORAL
Miriam Peña^*
Instituto de Astronomía, UNAM, Apdo. Postal 70-264, 04510 México, D. F.

Se presenta un estudio de la evolución reciente del fenómeno tipo LBV ocurrido en la estrella central de la nebulosa planetaria LMC-N66. En 1994 descubrimos que esta estrella tuvo una violenta inestabilidad atmosférica desarrollando un espectro de tipo WN y aumentando su brilo por más de tres magnitudes (Peña et al. 1994, ApJ 428, L9; Peña et al. 1997, ApJ 491, 233). Este fenómeno es único hasta ahora en el campo de nebulosas planetarias y lo hemos seguido mediante observaciones espectroscópicas con el Telescopio Espacial Hubble y telescopios terrestres. Las observaciones muestran que la estrella ha dismimuido lentamente su actividad. Se presenta también un estudio de las condiciones físicas de la nebulosa.

Estructura Multifractal de Simulaciones y Observaciones en el Medio Interestelar MURAL
Wilder Chicana Nuncebay^*; Enrique Vázquez Semadeni
Instituto de Astronomía, UNAM, Apdo. Postal 70-264, 04510 México, D.F.

El análisis multifractal es una poderosa herramienta que permite caracterizar la estructura de objetos complejos. En este trabajo presentamos resultados preliminares sobre el espectro multifractal o curva f( $\alpha$ ) para una serie de datos obtenidos mediante cascadas binomiales en una, dos y tres dimensiones, así como a partir de simulaciones magnetohidrodinámicas del medio interestelar a escalas intermedias (cientos de parsecs). También se obtuvieron los espectros correspondientes a datos de gas molecular (¹³CO). Cuando se aplica el formalismo multifractal a un objeto únicamente fractal el espectro se reduce a un único punto, mientras que cuando se aplica a las simulaciones y datos reales se obtiene un espectro multifractal bien definido en todos los casos, incluso para las proyecciones en canales de velocidad, lo cual sugiere que el medio interestelar tiene una estructura multifractal más que una fractal sencilla. Para datos en densidad, la cantidad $\alpha$ corresponde al exponente de escalamiento entre la masa y el tamaño. El hecho de que en todos los casos existe un intervalo finito de valores de $\alpha$ apoya la idea de que dicho exponente no es único (Vázquez-Semadeni, Ballesteros-Paredes & Rodríguez 1997). Adicionalmente, una fracción significativa de la curva f( $\alpha$ ) cae sobre valores de $\alpha$ menores que la dimensión del espacio que contiene a los datos (``the embedding space''), indicando así la estructura jerárquica del campo de densidad (las estructuras más grandes tienen en promedio menores densidades). Esta propiedad también se verifica para datos de proyecciones en canales de velocidad. Las simulaciones tridimensionales muestran curvas f( $\alpha$ ) significativamente diferentes a las bidimensionales, sugiriendo que las propiedades geométricas de las estructuras de densidad en estas dos dimensionalidades son intrínsicamente diferentes.

Sobre el estado final de la inestabilidad térmica ORAL
F. J. Sánchez Salcedo^* (1); E. Vázquez Semadeni (2); A. Gazol (2)
(1) Instituto de Astronomía, UNAM, Apdo. Postal 70-264, 04510 México, D. F.; (2) Instituto de Astronomía, UNAM, Campus Morelia, Apdo. Postal 3-72 (Xangari), 58089 Morelia, Michoacán

En un trabajo reciente, hemos demostrado que la inestabilidad térmica (IT) puede NO ser decisiva en la determinación de la distribución estadística de la densidad en el Medio Interestelar. En el presente trabajo mostramos adicionalmente que las estructuras que resultan de esta inestabilidad presentan como choques de acrecimiento en sus fronteras que no ceden sino hasta algunas decenas de millones de años después de su formación, en contraste con el escenario tradicional de nubes estáticas confinadas por la presión del medio tibio. Mostramos además que la formación de nubes por la IT es un proceso altamente dinámico, de manera que transitoriamente se alcanzan densidades mucho mayores a las de equilibrio de presión, que pueden disparar el colapso gravitacional de las estructuras. Finalmente, discutimos el rango de tamaños de las nubes que se forman como consecuencia de las fluctuaciones en el medio original.

The Density Dependence of the Magnetic Pressure in Turbulent, Isothermal, Magnetized Flows in a Slab Geometry ORAL
Enrique Vázquez-Semadeni^* (1); Thierry Passot (2)
(1) Instituto de Astronomía, UNAM, Campus Morelia, Apdo. Postal 3-72 (Xangari), 58089 Morelia, Michoacán, México; (2) Observatoire de la Cote d'Azur, Francia

We investigate the behavior of the magnetic pressure, b², in fully turbulent MHD flows in ``1+2/3'' dimensions by means of its effect on the probability density function (PDF) of the density field. We start by reviewing our previous results for general polytropic flows, according to which the value of the polytropic exponent determines the functional shape of the PDF. A lognormal density PDF appears in the isothermal ( $\gamma$ ) case, but a power-law tail at either large or small densities appears for large Mach numbers when $\gamma$ >1 and $\gamma$ < 1, respectively. In the isothermal magnetic case, the relevant parameter is the field fluctuation amplitude, $\delta$ B/B. A lognormal PDF still appears for small field fluctuations (generally the case for large mean fields), but a significant low-density excess appears at large fluctuation amplitudes ( weak mean fields), similar to the behavior at $\gamma$ > 1 of polytropic flows. We interpret these results in terms of simple nonlinear MHD waves, for which the magnetic pressure behaves linearly with the density in the case of the slow mode, and quadratically in the case of the fast wave. Finally, we discuss some implications of these results, in particular the fact that the effect of the magnetic field in modifying the PDF is strongest when the mean field is weak.

Turbulent Dissipation in the Interstellar Medium in the Presence of Discrete Energy Sources MURAL
Enrique Vázquez-Semadeni^* (1); Vladimir Avila-Reese (2)
(1) Instituto de Astronomía, UNAM, Campus Morelia, Apdo. Postal 3-72 (Xangari), 58089 Morelia, Michoacán; (2) Instituto de Astronomía, UNAM, Apdo. Postal 70-264, 04510 México, D. F.

Using numerical 2D simulations we explore the dissipative ability of MHD turbulent compressible flows that resemble the ISM at intermediate-to-large scales. The main feature of our simulations is the (realistic) way in which the turbulent kinetic energy is injected to the fluid: around the star formation sites, the gas is accelerated radially away from the ``stars'' over a characteristic length scale. We study the dependence of turbulent dissipation on the energy input rate, the source length scale and the rate of "star formation". The spatially intermitent, non-ubiquitous, small-scale nature of this forcing, gives rise to the coexistence of both forced and decaying turbulent regimes within the same flow. We calculate the dissipation time scales t_d for several flow regimes and we find that in the forced case t_d is short (~ 12-30 Myr for realistic ISM conditions), implying that most of the turbulence is dissipated locally. Our simulations confirm a simple expression we have derived for this time scale: t_d $\approx$ u_rms²/( $\dot{\epsilon_i}$ f, where u_rms is rms velocity dispersion of the flow, $\dot{\epsilon_i}$ is the source energy input rate per unit of mass, and f is the "filling factor" of the sources, which depends on their sizes and formation rates.
In the decaying regime, the kinetic energy decays as a power law in time, with an exponent ~ -0.8, in agreement with previous works, implying that the ``characteristic'' dissipation time increases linearly with time. Our results are consistent with models of galaxy evolution in which large-scale star formation is self-regulated by an energy balance in the vertical component of the gaseous disk. On the other hand, our results pose a difficulty to galaxy formation models in which the stellar energy injection in the disk is required to self-regulate star formation and reheat the gas at the level of the whole cosmological halo (of typical sizes of several tens and even hundreds of kpc).

Inestabilidad gravitacional en presencia de ondas de Alfvén ORAL
Adriana Gazol^* (1); Thierry Passot (2)
(1) Instituto de Astronomía, UNAM, Campus Morelia, Apdo. Postal 3-72 (Xangari), 58089 Morelia, Michoacán; (2) Observatoire de la la Cote d'Azur, Francia

Se estudia la estabilidad de un gas permeado por un campo magnético uniforme a lo largo del cual se propagan ondas de Alfvén circularmente polarizadas. Para el caso de perturbaciones paralelas al campo magnético uniforme es sabido que la presencia de dicho tipo de ondas tiene un efecto estabilizador. En este trabajo se encuentra que cuando se consideran perturbaciones perpendiculares existe un intervalo de escalas, estables en ausencia de ondas de Alfvén, que se vuelven inestables en presencia de éstas.

Simulaciones Hidrodinámicas de Choques de Proa de los Proplyds ORAL
Fulgencio García Arredondo^* (1,2); William J. Henney (2); S. Jane Arthur (2)
(1) Instituto de Física y Matemáticas, Universidad Michoacana de San Nicolás de Hidalgo, Morelia, Michoacán; (2) Instituto de Astronomía, UNAM, Campus Morelia, Apdo. Postal 3-72 (Xangari), 58089 Morelia, Michoacán

Arcos de emisión débil son encontrados y asociados con los proplyds en la nebulosa de Orión. Estos arcos se localizan a 0.5-4 segundos de arco de los proplyds, en dirección de la estrella ionizante ( $\theta$ ¹ C Ori) y son comunmente interpretados como choques de proa, resultado de la colisión entre el flujo fotoevaporado del proplyd y el viento estelar altamente supersónico (1000 km s^-1) de $\theta$ ¹ C Ori. Nosotros presentamos simulaciones hidrodinámicas bidimensionales de la interacción entre dos vientos. Comparamos los resultados de nuestra simulación con la solución analítica para la posición y forma de la cáscara delgada formada por la interacción de dos vientos (esférico y planoparalelo). Hacemos la comparación entre el mapa de intensidad predicho de nuestras simulaciones y las observaciones de el proplyd 167-317.

El Microcuasar GRS1915+105: Imágenes del VLBA con resolución de UAs del Jet y las Eyecciones Superlumínicas MURAL
Vivek Dhawan (1); I. Felix Mirabel (2); Luis F. Rodriguez^* (3)
NRAO, Socorro, NM, EUA; CEA, Saclay, Francia; IAUNAM, Morelia, México

Presentamos imágenes hechas con el VLBA del microcuasar GRS1915+105 que indican que el jet es muy robusto y se reestablece dentro de menos de un día de una eyección mayor. Las observaciones del material eyectado implican que el movimiento es balístico al menos desde 500 UA, posiblemente desde el origen mismo de la eyección.

Estudio de Gas Denso en Nubes Moleculares MURAL
Victoria Rojas^*; Salvador Curiel
Instituto de Astronomía, UNAM, Apdo. Postal 70-264, 04510 México, D. F.

Presentamos resultados de observaciones de amoniaco realizadas con el Radiotelescopio de 100 metros, en Effelsberg, Alemania. Se observaron las transiciones de inversión (1,1) y (2,2) en las regiones de formación estelar S140, L1448IRS2, CEPAHW2, HH12, HH212, MONOB1 y HH83. Además, mostramos mapas de contornos y de espectros que utilizamos, de acuerdo con varios métodos, para dar una estimación acerca de la masa del núcleo de cada condensación, y otros parámetros físicos del gas de alta densidad de estas regiones.

Un Nuevo Método para Determinar las Temperaturas y Tamaños de un Ensamble de Cuerpos Negros a Partir de su Espectro Integrado ORAL
Jorge Cantó^*
Instituto de Astronomía, UNAM, Apdo. Postal 70-264, 04510 México, D. F.

Se considera un conjunto finito de N cuerpos negros con temperaturas T_i y ángulos sólidos W_i. Juntos presentan un espectro F_n. En este trabajo se desarrolla un nuevo método que permite determinar de manera única, a partir del espectro F_n, el número de cuerpos negros, N, las temperaturas individuales, T_i, y sus ángulos sólidos, W_i.

Equilibrios no Axisimétricos de Discos Isotérmicos Singulares ORAL
S. Lizano^*
Instituto de Astronomía, UNAM, Campus Morelia

Se discuten las dificultades de las hipótesis de fisión y fragmentación para la formación de sistemas de estrellas binarios o múltiples. Como un candidato mínimo para la formación de sistemas múltiples encontramos los equilibrios de discos isotérmicos singulares magnetizados sin simetría axial. Encontramos que las secuencias no axisimétricas terminan en choques antes de que pueda ocurrir una fragmentación. Proponemos que para que se pueda formar un sistema múltiple se requiere una rápida pérdida de flujo magnético en algún momento durante el colapso dinámico del disco.

Jets en Nebulosas Planetarias: Deficiencias de Momento Axial en el Viento Estelar? ORAL
Wolfgang Steffen^* (1); J. A. López (2); A. Lim (3)
(1) Instituto de Astronomía y Meteorología, Universidad de Guadalajara; (2) Instituto de Astronomía, UNAM, Ensenada, Mexico; (3) UCL, Reino Unido

Presentamos nuevas simulaciones hidrodinámicas del modelo del nudo de estancamiento para la formación de FLIERs axiales (ansae) y ``jets'' en nebulosas planetarias. Este modelo postula una deficiencia de momentum en el viento estelar que formó la nebulosa en la dirección del eje de simetría de las nebulosas bipolares con ansae. De esta manera se forma un choque de proa concavo que acumula material barrido sobre el eje. Allí el material tiene tiempo para enfriarse y formar un o más nudos densos o incluso un ``jet''. El modelo reproduce no solo las estructuras más importantes, sino también el gradiente lineal de velocidad que se observa en los jets e hileras de nudos que algunas nebulosas planetarias presentan.

Observaciones con el VLA a 7 mm de la Nebulosa Planetaria IC4997 MURAL
Y. Gómez^* (1); L. F. Miranda (2); J. M. Torrelles (3); J. A. López (4) ; L. F. Rodríquez (1)
(1) IAUNAM-Morelia; (2) Instituto de Astrofisica de Andalucia; (3) Instituto de Estudios Espaciales de Cataluña; (4) IAUNAM-Ensenada

Se presentan resultados preliminares sobre la observación de emisión a 7mm hacia la nebulosa planetaria IC4997. Esta nebulosa planetaria tiene una morfología bipolar. Se detectó emisión proveniente de la parte central de la nebulosa y utilizando observaciones a otras frecuencias se determinó su índice espectral. Si la emisión a 7mm esta asociada con un disco de polvo, este sería muy pequeño, < 200 unidades astronómicas.

Temperatura Cinética y Densidad Columnar en las Nubes Moleculares de Sgr A y Sgr B a Partir de Observaciones de Cianuro Metílico (CH₃CN) ORAL
O. Yam^* (1); T, Paglione(2); J. Jackson (3); A. Bolatto (3); W. Wall (1)
(1) INAOE, Puebla, México; Department of Astronomy University of Michigan; (3) Astronomy Department, Boston University

Las regiones de Sgr A y Sgr B son los sitios con formación estelar más cercanos al centro Galáctico. Siendo estas regiones ventanas únicas para observar regiones con formación estelar cerca de un núcleo galáctico, es de gran importancia conocer las condiciones físicas que prevalecen ahí, tales como temperatura cinética y densidad columnar. Para poder obtener estimaciones de estos parámetros físicos, realizamos observaciones de la emisión del CH₃CN J = 8 - 7, con el telescopio de 12 m en Kitt Peak AZ. Esta molécula es de las llamadas rotores simétricos y nos da la posibilidad de observar las diferentes componentes K = 0 - 7, de esta emisión simultáneamente y con esto muchos problemas de calibración son eliminados. Por medio de diagramas de rotación y asumiendo LTE obtenemos estimaciones para la temperatura cinética y la densidad columnar del CH₃CN.

Condiciones físicas y formación estelar en NGC 3603 ORAL
M. Tapia^*(1); J. Bohigas(1); B. Pérez(1); M. Roth (2); M.T. Ruiz(3)
(1) Instituto de Astronomía, UNAM, Ensenada, Mexico; (2) Las Campanas, CIW, Chile; (3) Departamento de Astronomía, U. de Chile

Se han obtenido nuevas observaciones ópticas y en el cercano infrarrojo de la región HII Galáctica NGC 3603, con el fin de explorar la interacción entre el cúmulo de formación estelar HD 97950 y el material restante de la nube molecular, así como la formación de nuevas generaciones de estrellas de tipo OB. Encontramos evidencia sobrada de que en los últimos tres a seis millones de años se ha dado un proceso de formación estelar que ha ido avanzando ininterrumpidamente hacia el sur. Encontramos 50 objetos con exceso de emisión en la banda K. La mayor parte son las estrellas más jóvenes de tipo OB en la región. El 80% está en asociaciones o vinculado a otros síntomas de formación estelar. Varios objetos se encuentran cerca de las puntas de los frentes de ionización creados por HD 97950. Algunos son jóvenes estrellas OB con discos y máseres de agua cercanos y, en tres casos, asociados a picos de emisión en el continuo de radio. En un radio de 15 arcsec, y muy cerca del centro de formación estelar que está mas alejado de HD 97950 (el cúmulo Irs 9), 12 estrellas de tipo OB (de un total de 16) presentan grandes excesos de emisión mas allá de 2 $\mu$ m. La estrella más masiva de esta nueva generación estelar en NGC 3603 es de tipo O5 - O6. Al sur de este joven cúmulo se encuentra un frente de ionización.

Star Formation and Galactic Disk Kinematics ORAL
Abraham Luna Castellanos^* (1); Luis Carrasco Bazua (1,2); Leonardo Bronfman Aguilo (3); Jorge May (3)
(1) INAOE, Tonantzintla, Puebla (2) IAUNAM, México D. F. (3) Depto. de Astronomía, Universidad de Chile

We present an analysis for gas kinematics and star formation relation. Our analysis is focused in the inner galactic disc observed at quadrant IV and using CO(J=1--0) observations. Thin disc parameters for stability criteria and tidal shear criteria where calculated and we observed that star formation is enhanced where tidal shear is minimum, that in the arm's regions where the kinematics is roughly that of a rigid body. The kinematics prevent the cloud destruction occurs and the cloud can grow, reaches instability and then collapses.

Emisión Térmica en Radio del Proplyd de Orion M42 167-317 MURAL
Ma. T. García Díaz^*; William Henney; Stan Kurtz
Instituto de Astronomía, UNAM, Campus Morelia

Comparamos modelos para la emisión térmica libre-libre de un viento ionizado fotoevaporado usando datos observacionales del archivo del VLA a 15GHz del proplyd 167-317 de la nebulosa de Orión (M42). De esta comparación se obtuvieron densidades las cuales fueron comparadas con las densidades derivadas de imagenes en H $\alpha$ del mismo objeto obtenidas con el Telescopio Espacial Hubble, tomando en cuenta la cantidad de polvo interno en el flujo fotoevaporado.

Detección de un Nuevo Grumo de Amoniaco hacia la Región HII G34.26+0.15 ORAL
Carlos A. Rodriguez-Rico^*
Instituto de Astronomía, UNAM, Campus Morelia

Se reanalizaron observaciones de amoniaco hechas con el VLA hacia la region de formacion estelar G34.26+0.15. Se encontró un nuevo grumo de gas molecular hacia el noroeste con emisión (2,2) y (3,3) de amoniaco. El nuevo grumo está asociado con máseres de agua y se le estimó una temperatura rotacional de $\approx$ 54 K, un diámetro de 0.15 pc (suponiendo una distancia de 3.8 kpc) y una masa molecular de $\approx$ 10 M. Estos resultados sugieren que el grumo podría tener una estrella embebida.

La Nebulosa Planetaria Simbiótica Sa 2-237 ORAL
J. A. López^* (1); R. Vázquez (1); L. F. Miranda (2); J. Masegosa (2); J. Meaburn (3); J. M. Torrelles (4); G. García-Segura (1); M. Reyes-Ruiz (1)
(1) IAUNAM-Ensenada; (2)Inst. Astrof. Andalucia; (3)Univ. of Manchester; (4) Institut d'Estudis Espacials

Se presentan imágenes directas de banda angosta, espectroscopía de rendija larga de baja y alta dispersión y datos en continuo de radio a 3.6 cm de la nebulosa planetaria Sa 2-237. Se muestra que el núcleo de Sa 2-237 es simbiótico, compuesto de una enana blanca que provee la ionización y una compañera gigante roja de tipo espectral K 2 II. Sa 2-237 es una nebulosa bipolar con jets y simetría de punto en las zonas internas de sus lóbulos. Modelos que consideran colimación magnética y núcleos simbióticos son discutidos en términos de la morfología y cinemática de Sa 2-237.

Jets supersónicos grandes y chicos ORAL
A. C. Raga^*
Instituto de Astronomia, UNAM, Ap. 70-264, 04510 D. F.

Se presentarán simulaciones numéricas y cálculos analíticos de jets ``grandes'' (jets Herbig-Haro, de tamaños característicos de 10¹⁶-10¹⁸ cm) y de jets ``chicos'' (producidos experimentalmente mediante burbujas de plasma generadas con un laser, de tamaños de 0.5-2.0 cm). También, se presentarán ``observaciones'' de ambos tipos de jets, y comparaciones con las simulaciones numéricas.

Diagramas de Diagnóstico densidad-excitación electrónica en NPs ORAL
Hortensia Riesgo Tirado^*; José Alberto López
Instituto de Astronomía, UNAM, Ensenada

Se presentan diagramas de densidad-excitación electrónica para una muestra de 613 Nebulosas Planetarias del Catálogo de Strasburgo. Se redefinen los límites de estos diagramas en base a esta muestra ampliada y se analizan submuestras definidas en base a criterios dados por los cocientes H $\alpha$ /[NII] y H $\alpha$ /[SII]. Se presentan algunas imágenes profundas de NPs recientemente obtenidas en el OAN-SPM seleccionadas en base a criterios derivados de los diagramas.

Spatially Integrated Spectroscopy of Galactic H II Regions ORAL
Víctor Robledo-Rella^*
Instituto de Astronomia, UNAM, Ap. 70-264, 04510 D. F

We present optical-NIR spatially integrated spectroscopy of 7 Galactic HII regions: Carina, M8, M20, RCW6, RCW60, RCW107 and RCW110/111. The effect of the embedded ionizing stars' spectra on the nebular spectra is studied. The distribution of Balmer Equivalent Widths in the combined spectra (nebular plus stellar) is slightly stepper than in the pure nebular spectra. The comparison of this distribution in Extragalactic HII regions and HII/Starburst galaxies may yield a more accurate determination of the underlaying stellar absorption (or emission!) affecting the observed Balmer lines used to derive extinction and other physical parameters of the emitting regions and associated stellar clusters.

Interacción de la nebulosa de un pulsar con un RSN ORAL
Pablo Velázquez^* (1); Elsa Giacani (2); Alejandro Raga (1)
(1) Instituto de Astronomía, UNAM, Apdo Postal 70-264, 04510 México D. F. (2) IAFE, Buenos Aires, Argentina

Presentamos los resultados preliminares de un estudio numérico realizado para analizar como interactúa una nebulosa alimentada por un pulsar, el cual está moviéndose en el interior de un remanente de supernova (RSN). Los resultados numéricos son comparados con imágenes en radiocontinuo (obtenidas con el Very Large Array a 3.6 cm) de la nebulosa del pulsar B1853+01, contenida en la ``cáscara sincrotrónica'' del RSN W44.

Pulsares

Búsqueda de emisión óptica del pulsar PSR J0614+2229 MURAL
Ariel Sánchez R.^* (1): Irving Sánchez C. (1); Magdalena Maldonado (1); Alberto Carramiñana (2); Andrej Cadez (3); Simon Vidrih (3)
(1) Universidad Autonoma Metropolitana - Unidad Iztapalapa, D. F.; (2) Instituto Nacional de Astrofisica Optica y Electronica, Tonantzintla, Puebla; (3) Universidad de Ljubljana, Eslovenia

Dentro del censo CLYPOS de emisión de pulsares en el óptico, hemos analizado los datos del pulsar PSR J0614+2229, un pulsar relativamente joven y de campo magnético alto. Por medio de un sistema estroboscópico buscamos evidencia de emisión pulsada a la frecuencia de rotación del radio pulsar. El análisis preliminar indica que no hemos detectado pulsaciones, lo cual acota la conversión de energía rotacional a emisión en el óptico a un factor del orden de 10^-5.

ORAL
T. Zannias^* (1); D. Page (2); U. Geppert (3)
(1) Instituto de Física y Matemáticas, UMSNH, Morelia, Michoacán; (2) Instituto de Astronomía, UNAM, Apdo. Postal 70-264, 04510 México, D. F.; (3) Astrph. Inst., Potsdam, Alemania

Investigamos la evolución térmica magnética y rotacional de estrellas de neutrones aisladas, bajo la asumpcíon el campo magnetico dipolar esta localizado en el "crust". Nuestro tratamiento toma en cuenta efectos relativistas para la evolución térmica y asi lo mismo para la evolución del campo magnético. Bajo la "crustal field hypothesis" investigamos la posibilidad que los "soft-medium y stiff" ecuaciones de estado puedan ser compatible con la distribución observada de P y P - $\dot{P}$ . Concluimos que si la ecuación de estado no es muy "soft" combibado con el escenario estandar de enfriamiento, los modelos de N_* son compatibles con los P y P - $\dot{P}$ observados.

CLYPOS: el Cananea Ljubljana Young Pulsar Optical Survey ORAL
Alberto Carramiñana^* (1); Andrej ${\v{C\/}}\kern.05em$ ade ${\v{z\/}}\kern.05em$ (2); Simon Vidrih (2); Magdalena Maldonado (3); Irving Sanchez (3); Ariel Sanchez (3)
1) INAOE, Tonantzintla, México; (2) Universidad de Ljubljana, Eslovenia; (3) UAM Iztapalapa, México

Hemos adaptado un sistema estroboscópico a la cámara LFOSC del telescopio de 2.1m del Observatorio Astrofísico Guillermo Haro de Cananea para el estudio de pulsares. Después de emplearlo en espectroscopía con resolución de fase temporal del pulsar del Cangrejo, hemos emprendido un censo de los pulsares con mayor cociente $\dot{E}_{rot}^{}$ /d² en busca de pulsaciones coherentes en el óptico. El arreglo está diseñado para identificar claramente una señal pulsada de acuerdo a las efemérides de radio, como hemos verificado con el Cangrejo. Hemos completado una muestra de aproximadamente treinta pulsares y el análisis de los datos está en proceso. Esperamos concluir el proyecto antes de que termine el año.

Un Modelo Evolutivo de Frenado de Pulsares ORAL
César Alvarez Ochoa^* ; Alberto Carramiñana Alonso
INAOE, Tonantzintla, Puebla

A partir del conocimiento del periodo y sus derivadas temporales, calculamos las trayectorias evolutivas en el diagrama periodo versus derivada del periodo (P - $\dot{P}$ ) de los pulsares PSR 1509-58, PSR 0540-69, Vela y el Cangrejo. Para ello utilizamos un modelo multipolar, $\dot{\nu}$ = - g(t) $\nu^{5}_{}$ - r(t) $\nu^{3}_{}$ - s(t) $\nu$ , que derivamos del desarrollo en serie de Taylor de la función más general $\dot{\nu}$ = - f ( $\nu$ , t) condicionada a ser impar. En este trabajo consideramos formas funcionales de los parámetros r(t) y s(t). Que asociamos fisicamente a un campo magnético dependiente del tiempo B(t), o al alineamiento de los ejes de rotación y magnético. Previamente encontramos que con coeficientes g, r y s constantes no es posible reproducir el diagrama P - $\dot{P}$ , por lo que requerimos introducir dependencias temporales.

Sistemas de un Electron en Campos Magnéticos Intensos ORAL
J.C.L. Vieyra^* (1); A. Turbiner (1); R. Flores (2)
(1) Instituto de Ciencias Nucleares, UNAM; (2) Instituto de Física, BUAP

Motivados por la vieja idea de M.Ruderman de que la atmósfera de las estrellas de neutrones pueden contener cadenas exóticas de hidrógeno estudiamos los sistemas de un electron H, H₂⁺, (pppe) y (ppppe) en campos magnéticos intensos B=10⁹ - 4.4 x 10¹³ G. Se demuestra que los iones exóticos H₃⁺⁺ y H₄⁺⁺⁺ pueden existir para campos magnéticos B > 10¹¹ G y B > 10¹³ G respectivamente y que la configuracion óptima corresponde a la configuración lineal paralela en todos los casos.

Proyectos de Telescopios

La Camara Infrarroja Doble (CID) del OAN en SPM: Características de su operación con el telescopio de 2.1m MURAL
L. Salas; L. Gutiérrez; F. Garfias; O. Chapa; J. Valdéz; E. Luna; B. García; F. Lazo; R. Costero; I. Cruz-González; M. Tapia; J. Bohigas; E. Ruiz; E. Sohn; V. García; J.M. Murillo; A. Iriarte; S. Zazueta
Instituto de Astronomía, UNAM

La Cámara Infrarroja Doble (CID) del Observatorio Astronómico Nacional en San Pedro Mártir consta de dos instrumentos independientes que comparten el mismo contenedor y sistema criogénico: CID-InSb y CID-BIB. Ambos operan en el telescopio de 2.1m en su configuración f/27, cuyo secundario es oscilante. El CID-InSb tiene un detector InSb de 256 x 256 pixeles sensible en la región de 1-5 $\mu$ m con dos modos de observación: imagen directa (escala de placa 0.3''/pix y campo de 70''x 70'') y espectroscop\1a de baja resolución (R = 1400 a 2.2 $\mu$ m, 500 y 1200 a 3.6 $\mu$ m) cuya óptica está optimizada para 3.5 $\mu$ m. El CID-BIB tiene un detector BIB de 128 x 128 pixeles, sensible a longitudes de onda de 2 a 20 $\mu$ m para imagen directa (escala de placa 0.5''/pix y campo de 1.3' x 1.3') cuya óptica está optimizada a 10 $\mu$ m. Toda la óptica se mantiene a temperaturas menores de 20K, mientras que los detectores operan a temperaturas de 30K (InSb) y 7K (BIB). El CID-BIB ha sido probado en el telescopio en dos temporadas este año, comenzando a dar resultados astronómicos en septiembre pasado. Este instrumento estará disponible para su uso por la comunidad en 2001. El CID-InSb requiere todavía de ciertas mejoras y pruebas, en particular con ciertos filtros que falta por instalar, tanto para su uso como cámara directa así como en su faceta de espectrómetro. Se presentarán en el poster algunas imágenes así como evaluación de algunas propiedades astronómicas medidas del CID-BIB.

Modernización del Telescopio de La Luz ORAL Y MURAL
Abel Bernal (1); Armando Arellano (1); José Avila (3); Patricia Carral (3); Benjamin García (2); Filiberto González (3); Gerardo Sierra (2); José Antonio Amador (4)
(1) Instituto de Astronomía, UNAM, Apdo. Postal 70-264, 04510 México, D. F.; (2) Instituto de Astronomía, UNAM, Ensenada, B.C.; (3) Departamento de Astronomía, Instituto de Física, Universidad de Guanajuato; (4) Taller Industrial de Ensenada

El Observatorio de La Luz de la Universidad de Guanajuato (UG) está localizado a unos 20 km.de la ciudad de Guanajuato, Gto. y cuenta con un telescopio de 0.57m de diámetro. A principios de los años 80's el Instituto de Astronomía de la UNAM (IAUNAM) inició el diseño y construcción del telescopio que se inauguró en 1984. Éste se uso esporádicamente hasta 1992, fecha en que la UG planteo la necesidad de tener proyectos de observación estructurados y entrenar a observadores locales. En 1993 se adquirió un fotómetro con el que se iniciaron las observaciones y se produjeron los primeros resultados astronómicos. A través de un convenio firmado en 1995, el IAUNAM ha dado asesoría técnica a la UG para la operación, mejora y mantenimiento del telescopio y su equipo periférico. En 1996 se inició la modernización del telescopio comenzando con la colocación de trenes motrices a los ejes de movimiento y la instalación de un sistema electrónico de control computarizado. Actualmente se contempla la compra de una cámara equipada con un CCD de 512 x 512 pixeles. La conexión a la red (internet), actualmente en proceso, apunta con firmeza hacia la consecución de un pequeño telescopio completamente automático y operado a control remoto.

Tarjeta de Lectura del Detector Hawaii 1024 X 1024 Pixeles MURAL
A. Moreno; G. Lara^*; A. Iriarte
Instituto de Astronomía, UNAM, Apdo Postal 70-264, 04510 México, D. F.

A continuación se explica en forma general el funcionamiento de la tarjeta de lectura y su conexión con otras etapas.
ETAPA ANTERIOR A LA TARJETA DE LECTURA
El detector se encarga de recibir la radiación que incide y registra en cada uno de sus cuatro cuadrantes ( detector HAWAI de 1024 x 1024 pixeles ). Para realizar la lectura emplea las siguientes señales:
· CLR : coloca los registros en cero.
· PIXEL : reloj de corrimiento horizontal.
· LSYNC : entrada del registro de corrimiento horizontal.
· LINE : reloj de corrimiento vertical.
· FSYNC : entrada de registro de corrimiento vertical.
· RESET : restablece el pixel seleccionado.
Para su funcionamiento recibe información de la computadora y el secuenciador, los cuales proporcionan las señales de temporización para los modos de lectura. El circuito se encuentra dentro de un criostato, el cual es un recipiente criogenico al vacio y que contiene nitrógeno liquido. Lo anterior se debe a las características del detector y la óptica asociada.
TARJETA DE LECTURA
La cadena electrónica de lectura, la cual contiene los circuitos amplificadores e integradores que realizan el proceso de conversión analógico-digital (A / D) de las señales. La tarjeta se ubica dentro de un gabinete metálico (mochila) colocada a un costado del criostato que es el recipiente criogénico. Para su elaboración se tomaron en cuenta los diseños CAMILA 1 Y CAMILA 2. El arreglo esta formado por una cadena de lectura por cuadrante, que actuan en forma simultanea y paralela las señales del cuadrante en lectura del detector, generando en su conjunto una salida serial hacia la interfaz. Cada cuadrante está compuesto de 512 x 512 pixeles, de un total de 1024 x 1024 pixeles que registra el detector y componen la imagen. En cada uno de ellos existen los registros de corrimiento para el manejo de los pixeles, realizando el barrido de izquierda a derecha (registro horizontal) y de arriba hacia abajo (registro vertical), esto permite leer : 1 a, 2 b, 3 c, 4 d, . . . , 512 a, 512 b, 512 c, 512 d, donde el número indica el pixel y la letra el cuadrante en lectura según el modo.
ETAPA POSTERIOR A LA TARJETA DE LECTURA
La información proveniente de la cadena de lectura pasa a las siguientes etapas: tarjeta de adquisición, computadora, y secuenciador. Una vez que llegan los datos en forma serial a la tarjeta de adquisición, ordena los datos de cada uno de los cuadrantes mediante un DSP el cual los procesa y transmite hacia la computadora, la cual aplica los metodos matemáticos para reducir el ruido de cada uno de los pixeles.

Adaptive optics Tip-Tilt system with fuzzy control MURAL
R. Flores^*; P. Sotelo; F. Garfias; S. Cuevas; L. J. Sánchez
Instituto de Astronomía, UNAM, Apdo. Postal 70-264, 04510 México, D. F.

The performance of the adaptive optics systems not only depends on its number of actuators and optics quality, but also on the performance of the controller used to compensate the wave-front distortions. Due to the temporal bandwidth required to perform a suitable tracking of the atmospheric turbulence dynamics, it is necessary that the controller has a short time delay, high stability, and robustness indices. A fuzzy logic controller, a technique related with Artificial Intelligence, accomplish all the characteristics aforementioned. This job presents some laboratory tests results with the LOLA adaptive optics tip-tilt system in closed loop with a fuzzy controller. In addition, we present some results obtained with LOLA and fuzzy control at the 1 meter Telescope of the Observatorio Astronómico Nacional in Tonantzintla, Puebla, México. We analyze these results with a signal analysis approach such as the power spectrum of the image centroid motion and its correspondent residual variance.

Co-phasing of Segmented Mirror Telescopes ORAL
Valeri Orlov^*
Instituto de Astronomía UNAM, Apdo Postal 70-264, 04510, Ciudad Universitaria D.F., México

Three basic groups of co-phasing methods for segmented mirror telescopes are considered. Two methods from each group are explored. The effect of turbulence-induced distortions on the quality of mirror co-phasing is analyzed. The advantages and disadvantages of methods presented here are discussed. The results presented here are based on computer simulations. The first group referred as Interferometric Co-phasing, are able to measure of phase information directly from interferograms. The second group is Shack-Hartmann Co-phasing. Methods from this group have been used practically for phasing the Keck telescopes. The last group is the Co-phasing based on the Propagation equation. We show that methods from this group are the most promising. Specially the Curvature method. This method has many advantages: it is able to work in white light; it is practically insensitive to atmospheric turbulence end so on. The first two groups methods can be successfully used for alignment of segments. However for truly co-phasing we propose to use the curvature method and show its potential.

Preliminary results of the observations with Hartmann dynamic system ORAL
Valerii Voitsekhovich^*; Valeri Orlov
Instituto de Astronomia, UNAM, Apdo. Postal 70-264, 04510 México, D. F.

The results of the first testing of a new instrument - Hartmann dynamic system - are discussed. The instrument has been tested in San-Pedro Martir observatory during the observation campaign in May of this year. The Hartmann dynamic system is an equipment that allows to measure the spatial-temporal characteristics of phase distortions produced by atmospheric turbulence. Such investigations are important for a development of astronomical adaptive systems because they allow one to estimate the main parameters of an adaptive system to be optimum for a given astronomical site. In this presentation we show some preliminary results of our experimental research. These results include the demonstration of experimental data and the estimation of the gain that can be obtained with adaptive systems in astronomical observations.

Proyecto del Telescopio Optico-Infrarrojo Mexicano ORAL
I. Cruz-González^*
Instituto de Astronomía UNAM, Apdo Postal 70-264, 04510 México, D. F.

El proyecto TIM plantea el diseño y construcción de un telescopio óptico-infrarrojo segmentado de 7.1 m de diámetro para el OAN/SPM. Se presentan los objetivos, el estado de avance y las perspectivas a futuro.

Laboratory Demonstration of Curvature Method for Segmented Telescopes ORAL
Fernando Garfias^*; Salvador Cuevas; Válery G. Orlov; Leonardo J. Sánchez
Instituto de Astronomía, UNAM, AP 70-264 Coyoacán 04510, México D.F.

We have obtained the curvature signal from defocused images before and after the pupil image for a simplified segmented mirror model. We used white light interferometry in order to calibrate the relative piston difference between the segments. The first results of applying the Curvature Sensing method to measure this relative piston difference are presented.

Diseño Conceptual de GUIELOA, la Cámara de Optica Adaptativa ORAL
S. Cuevas^*; F. Garfias; L. Sánchez
Instituto de Astronomía, UNAM, Apdo. Postal 70-264 04510, Mexico D.F.

La cámara GUIELOA (nuestros ojos en zapoteco) es un sistema de optica adaptativa de 19 elementos basado en el método de curvatura. Parmite obtener imágenes limitadas por la difracción del telescopio (0.1" en NIR y 0.06" en el visible con el 2.1m) con valores de Strehl superiores a 0.3 cuando el seeing es de 1". Para estos valores la magnitud de la estrella de referencia debe ser m_R < 13. La magnitud límite del sistema es m_R = 16. Se ha diseñado para trabajar en dos vias: V, R, I y H, J, K'. Para la parte del NIR se acoplará con TEQUILA, la cámara-espectrógrafo basada en el detector Hawaii 1024X1024. La parte del visible tendrá capacidad de imagen y de espectróscopia ( $\lambda$ / $\Delta$ $\lambda$ = 5000). Además tendrá capacidad de coronografía estelar con máscaras de Lyott y con máscaras de fase. En este trabajo se hace una descripción del instrumento y de algunos programas astronómicos propuestos.

Arqueoastronomía

Calendario Solar en Stonehenge MURAL
Raúl Pérez-Enríquez^*
Universidad de Sonora, Apdo. Postal 1626, Hermosillo, 83000, Sonora

La Megalítica construcción que se encuentra en la planicie de Salisbury, en Inglaterra, se conoce con el nombre de Stonehenge. Esta magnífica edificación evolucionó hasta llegar al estado en que se encuentra actualmente, a lo largo de más de 40 siglos. Los estudios Arqueoastronómicos del sitio revelan que en su fase final, Stonehenge III representaba de alguna manera una combinación de Calendario Solar y Calendario Lunar. A pesar de que no se cuenta con vestigios escritos en donde se expliquen su uso y base de diseño, es posible considerar que quienes realizaron esta obra contaban con un conocimiento bastante detallado de los movimientos del Sol y de la Luna a lo largo de los años. En consecuencia, el desarrollo de este sitio debe reflejar el proceso de adquisición de la información y del análisis realizado para obtener las conclusiones que los trilitones y círculos de piedra representan. Stonehenge y su entorno debieron ser no sólo un monumento en una loma sino un sitio en donde la gente de la edad de piedra realizó y registró sus observaciones astronómicas: un instrumento del Neolítico. En este trabajo se hace una descripción original de Stonehenge como calendario y una aproximación al instrumento astronómico que debió ser desde sus inicios; destacando cómo pueden haber surgido versiones elementales de conceptos tales como medición, unidad de medida y registro de observaciones.
A lo largo del desarrollo de la descripción de las estructuras y de su papel en el calendario solar propuesto, se introducen dos unidades de longitud y se relacionan con la observación del Sol durante su movimiento durante el año (la megalithic pole y el megalithic post). Además, se incorpora la descripción de una obra del entorno de Stonehenge, el Gran Cursus (The Great Cursus), y su posible papel en el Instrumento Astronómico del Neolítico.

Computación Científica

Visualización Científica: Simulaciones Numéricas en 3D de Jets Estelares de Fuentes Variables MURAL
Horacio U. Palomino^* (1); Andrew J. Lim (2)
(1) Numerisk Analys och Datalogi, Kungliga Tekniska Högskolan, 100 44 Stockholm, Sweden; (2) Department of Physics and Astronomy, University College London, Gower Street, London WC1E 6BT, U. K.

En el presente trabajo mostramos los resultados de la visualización científica de datos 3D generados en simulaciones numéricas de jets estelares de fuentes variables. Aplicando algoritmos en IDL (Interactive Data Language), hemos logrado visualizar, de una manera óptima, los campos escalaras 3D de la densidad de dichas simulaciones. En estos algoritmos introducimos GUIs para tener un control interactivo y amigable, pudiendo manipular dichos datos en distintas formas. Con la visualización científica hemos obtenido un análisis efectivo del modelo a través de la observación.

Emong:Beowulf para Resolver Problemas Astrofísicos MURAL
Liliana Hernández C.^* (1); Alfredo Santillán G. (1,2)
(1) Instituto de Astronomía (UNAM); (2) Cómputo Aplicado - DGSCA (UNAM)

La necesidad de cómputo de alto rendimiento ha propiciado la búsqueda de nuevas alternativas para resolver problemas astrofísicos por medio de códigos numéricos que demandan el uso de grandes recursos computacionales. Actualmente el Instituto de Astronomía (UNAM-CU) cuenta con un cúmulo de computadoras personales (beowulf) capaz de resolver paralelamente problemas numéricos que anteriormente sólo se podían resolver en supercomputadoras (CRAY, ORIGIN, etc). En este trabajo presentaremos los resultados del las pruebas de rendimiento obtenidos por el beowulf y la supercomputadora Origin-2000 utilizando el código magnetohidrodinámico ZEUS-MP. En estas pruebas encontramos dos resultados importantes; cuando se corrió el mismo problema astrofísico en ambas computadoras, el beowulf resultó mucho más eficiente que la supercomputadora Origin-2000 debido a que los procesadores de esta última eran compartidos con otros procesos. Sin embargo, cuando en ambas computadoras los procesadores están dedicados a resolver el mismo problema el beowulf es un factor de 2 más lento que la 0rigin-2000.

La Granja: Cúmulo computacional de 32 procesadores para Dinámica Galáctica ORAL
Luis Aguilar^*; Hector Velázquez
IAUNAM-Ensenada, Apdo. Postal 877, 22800 Ensenada, BC

Se describe el diseño, construcción y puesta en operación de un cúmulo de 16 nodos y 32 procesadores Pentium III en el IAUNAM/Ensenada. Se hara una semblanza de las opciones que exsiten actualmente en el mercado para cómputo científico de alto rendimiento y se mostrará por qué en nuestro caso, la construcción de la Granja fué la solución. Se hará una comparación detallada con la familia de supercomputadoras Origin-2000 de SGI. Se mostrará una película que muestra la simulación del proceso de acreción de satélites de una galaxia de disco. Finalmente se hablará de los problemas encontrados y los planes de ampliación en un futuro cercano.

Render Volumétrico para Visualizar Simulaciones Numéricas en 3D de Jets Estelares MURAL
Armando Ricalde^*; Salvador Curiel; Alejandro Raga
Instituto de Astronomía, UNAM, Apdo. Postal 70-264, 04510 México, D.F.

El término render volumétrico es usado para describir las técnicas que nos permiten visualizar campos escalares de funciones de 3 dimensiones espaciales. Presentamos los avances logrados con nuestro método propuesto aplicado a simulaciones numéricas de los Jets de fuente variable: HH32 y DG Tau. Para lograr esto utilizamos Maya, un software high-end para animación digital en 3D el cual nos da la flexibilidad y el poder necesario para poder manipular y representar visualmente los datos (en este caso la densidad) de la manera más óptima. Este tipo de software, que es usado principalmente en la industria del entretenimiento, tiene ciertas ventajas sobre los paquetes comunes de graficación y visualización científica las cuales enunciaremos.

Otras Areas

La búsqueda de vida extrasolar inteligente usando computación distribuida MURAL
Eduardo Antaramián Harutunián; María Concepción González Fabián^*; Antonio Chávez Garibay
Universidad Michoacana de San Nicolás de Hidalgo; Sociedad Astronómica de Michoacán

La Sociedad Astronómica de Michoacán A. C. en un trabajo conjunto con personal del centro de Cómputo de la UMSNH ha estado cooperando con el proyecto SETI@HOME coordinado por la Universidad de Berkeley, EEUU. Este proyecto tiene como características principales las siguientes:
1. Las señales provenientes del espacio exterior son recibidas por el radiotelescopio de Arecibo.
2. La señal que tiene un ancho de 2.5 MHz centrada en la línea de hidrógeno es dividida en muchos canales en el que cada paquete representa 107 segundos de escucha en Arecibo y tiene un ancho de 10 KHz. Estos paquetes fueron asignados por Internet a los usuarios que compartieran sus recursos de hardware en el proyecto.
3. Un software distribuido por los organizadores a los usuarios analiza la señal y regresa los resultados por su análisis final.
4. El programa usado se activa como un protector de pantalla en la computadora de un usuario.
Hasta el momento los participantes de la UMSNH han analizado más que 180 paquetes de datos que equivalen a más de 8 mil horas de tiempo de CPU. A nivel mundial los usuarios registrados son de 1,625,000, representando a más de 200 paises en cuya estadística México ocupa el lugar número 34.

La Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica MURAL
S. Torres (1); W. J. Henney (2); L. F. Rodríguez (2); J. Cantó (1); S. J. Arthur (2); E. Themsel (1); A. Díaz (1)
(1) Instituto de Astronomía, UNAM, Apdo. Postal 70-264, 04510 México, D. F.; (2) Instituto de Astronomía, UNAM, Campus Morelia, Apdo. Postal 3-72 (Xangari), 58089 Morelia, Michoacán

La RMAA representa una puerta abierta a nivel internacional para aquellos investigadores que desean dar a conocer sus avances en el area de la astronomía y de la astrofísica. La revista se edita en el Instituto de Astronomía de la UNAM, tiene una amplia difusión en America Latina y goza de un amplio reconocimiento a nivel internacional. Desde su fundación en 1974, se ha procurado su constante mejoramiento para cumplir con los más altos requerimientos que las revistas científicas del área mantienen actualmente. Los MACROS con los cuales se diseña la edición de la RMAA han sido preparados por los miembros del mismo instituto, procurando siempre cuidar al máximo no solo la calidad de los trabajos publicados en la RMAA, sino también del diseño de la misma.

Banco de Imágenes Astronómicas ORAL
J. Fierro; G. Zavala^*; J. C. Yustis; F. Angeles
Instituto de Astronomía, UNAM, Apdo. Postal 70-264, 04510 México, D. F.

El objetivo de este trabajo es crear un Banco de Imágenes Astronómicas para la Investigación, Educación y Divulgación, con acceso a través de Internet. Este proyecto pretende proporcionar a la comunidad astronómica nacional e internacional un banco de imágenes astronómicas, las cuales han sido obtenidas por investigadores de nuestro Instituto y algunos de sus colaboradores en los telescopios del Observatorio Astronómico Nacional de San Pedro Mártir B.C. y Tonantzintla, Puebla. En esta presentación se mostrarán las avances de este proyecto, así como sus metas futuras.

Reestructuración Física de la Red del IA-UNAM ORAL
Carmelo Guzman Ceron^*; Santiago Alfredo Díaz Azuara; Gilberto Zavala Pérez; Liliana Hernández Cervantes
Instituto de Astronomía, UNAM, Apdo. Postal 70-264, 04510 México, D. F.

El desarrollo de la astronomía en México se ha beneficiado significativamente con la utilización de computadoras, estaciones de trabajo y supercomputadoras, así como con las grandes bondades con que se cuenta al tener una red de area local con acceso a Internet. El Instituto de Astronomía actualmente cuenta con dependencias foráneas: Ensenada (Baja California Norte) y Morelia (Michoacán); y una en el Distrito Federal, dentro de as instalaciones de la UNAM. Además se cuenta con dos observatorios, el Observatorio Astronómico Nacional (San Pedro Mártir, Baja California Norte) y el Observatorio de Tonantzintla (Puebla), que durante muchos años fue el principal Observatorio de América Latina. Los observatorios y los centros de investigación cuentan con acceso a Internet; este medio es utilizado por los investigadores para intercambiar ideas e información con diversos colaboradores. Internet ha benificiado el desarrollo de la investigación en astronomía al permitir contar con un medio de comunicación permanente y brindando los servicios que actualmente son fundamentales, tales como correo electrónico, FTP, telnet, etc. Actualmente Internet llega a cualquier parte del mundo, pero debido a su crecimiento desmesurado y a la diversidad de enlaces de comunicación que en su momento se instalaron, actualmente ya no es funcional para las nuevas aplicaciones que están surgiendo, las cuales requieren grandes anchos de banda y altas velocidades. La nueva red que surge para ofrecer los requerimientos de estos proyectos es la red de Internet 2, que surge como una evolución natural de Internet. Esta nueva red se está desarrollando con la participación de múltiples universidades entre las cuales está la UNAM; el acceso es restringido y sólo puede participar el sector educativo. Las principales aplicaciones de Internet 2 que el Instituto de Astronomía está apoyando son las Observaciones Remotas, Videoconferencias y la Biblioteca Virtual Astronómica. Actualmente el IA-UNAM cuenta con una red ethernet d! e 10 Mbps utilizando como medio de comunicación UTP nivel 5, el cual soporta velocidades de 10 Mbps y 100 Mbps. Los equipos de comunicaciones son 13 concentradores y un conmutador (Switch Core Builder 2500), permitiendo una velocidad interna de 10 Mbps y una velocidad de salida de 100 Mbps. Con este sistema actualmente la red sufre de cuellos de botella en los equipos de comunicaciones y, como consecuencia colapsos de los servidores. Dados los problemas que se tienen en la red y la serie de aplicaciones que requieren funcionar en Internet 2, se propone restructurar los elementos de comunicaciones para que la red soporte velocidades Fast-Ethernet (100 Mbps) y Gigabit-Ethernet (1000 Mbps).

Campos Magnéticos para el Saneamiento del Agua ( Agua Residual ) MURAL
Sandra Romero Ojeda^*
Instituto Tecnológico de Orizaba, Av. 41-A N° 49-B Col. Huilango 3000 Córdoba, Veracrúz

Un rincón cerca del cielo MURAL
Esperanza Carrasco^*; Alberto Carramiñana
INAOE, Tonantzintla, Puebla, México

"Un rincón cerca del cielo" es una columna de artículos de divulgación en astronomía que aparece los martes en el diario Síntesis (Puebla, Tlaxcala e Hidalgo) y en el sitio Internet http://www.inaoep.mx/~rincon/. Contamos con mas de doscientos artículos sobre todo tipo de temas de astronomía.

El Posgrado en Astronomía de la UNAM MURAL
Miriam Peña; Bertha Vázquez^*
Instituto de Astronomía, UNAM, Apdo. Postal 70-264, 04510 México, D. F.

Se presenta un análisis sobre la evolución y alcances del Posgrado en Ciencias (Astronomía) de la UNAM a partir de los datos actualizados del padron de ingresos y egresados del programa. Se presenta también la información sobre los mecanismos de ingreso al Posgrado.

ORAL

Reunion Anual de Astronomia

Last modified: Fri Oct 13 20:22:42 CDT 2000

Mes	N	K_V	$\sigma$ _V	N_y	K_(b-y)	$\sigma$ _(b-y)	K_m₁	$\sigma$ _m₁	K_c₁	$\sigma$ _c₁
Enero	0
Febrero	0
Marzo	12	0.1364	0.0035	15	0.0542	0.0221	0.0483	0.0237	0.1314	0.0049
Abril	54	0.1576	0.0046	63	0.0554	0.0130	0.0498	0.0137	0.1188	0.0050
Mayo	11	0.1764	0.0109	13	0.0591	0.0339	0.0454	0.0378	0.1244	0.0152
Junio	6	0.1185	0.0015	6	0.0503	0.0305	0.0420	0.0343	0.1391	0.0096
Julio	0
Agosto	4	0.1352	0.0069	4	0.0611	0.0428	0.0485	0.0500	0.1188	0.0096
Sept.	18	0.1327	0.0028	21	0.0572	0.0169	0.0438	0.0199	0.1280	0.0016
Oct.	23	0.1221	0.0022	24	0.0601	0.0130	0.0401	0.0171	0.1213	0.0007
Nov.	30	0.1200	0.0023	36	0.0568	0.0107	0.0482	0.0122	0.1185	0.0010
Dic.	0

V = 6.06	b-y = 0.169	m₁ = 0219
c₁ = 0.723	$\beta$ = 2.783	Per(d) = 0.029

V = 6.6	b-y = - 0.021	m₁ = 0136
c₁ = 0.535	$\beta$ = 2.697	Per(h) = 1.75