Número 32http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/781902024-03-19T12:15:15Z2024-03-19T12:15:15ZLa A.E.A. en la divulgación de la astronomíaTrumper, L.P.http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/1322942022-03-10T20:02:30Z1987-01-01T00:00:00ZComunicacion
Boletín de la Asociación Argentina de Astronomía; no. 32
Se fundamenta la orientación divulgativa que ha adoptado la entidad y se describen las actividades que ha desarrollado según el siguiente detalle: Curso de Astronomía Elemental, Conferencias audiovisuales, programas de Radio y Televisión, Curso de Astronomía Infantil, Cursos de Astronomía Superior, Viajes a observatorios. Finalmente se hace especial énfasis en la incorporación del Observatorio Astronómico, en sus objetivos y su importancia para el futuro de la entidad.
1987-01-01T00:00:00ZSe fundamenta la orientación divulgativa que ha adoptado la entidad y se describen las actividades que ha desarrollado según el siguiente detalle: Curso de Astronomía Elemental, Conferencias audiovisuales, programas de Radio y Televisión, Curso de Astronomía Infantil, Cursos de Astronomía Superior, Viajes a observatorios. Finalmente se hace especial énfasis en la incorporación del Observatorio Astronómico, en sus objetivos y su importancia para el futuro de la entidad.La difusión de la astronomía en el planetario de la Ciudad de Buenos AiresCornejo, A.http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/1322932022-03-10T20:02:31Z1987-01-01T00:00:00ZComunicacion
Boletín de la Asociación Argentina de Astronomía; no. 32
La belleza extraordinaria del cielo estrellado en una noche serena, cautiva la atención humana y predispone a la imaginación. El lento pero incesante desplazamiento de estrellas y el aparentemente caprichoso movimiento de los astros llamados errantes, han llevado al hombre de todas las épocas a interpretar esos fenómenos celestes.
1987-01-01T00:00:00ZLa belleza extraordinaria del cielo estrellado en una noche serena, cautiva la atención humana y predispone a la imaginación. El lento pero incesante desplazamiento de estrellas y el aparentemente caprichoso movimiento de los astros llamados errantes, han llevado al hombre de todas las épocas a interpretar esos fenómenos celestes.Síntesis del isótopo ⁴⁰K en una explosión de supernovaBenvenuto, Omar GustavoVucetich, Héctorhttp://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/1322922022-03-10T20:02:33Z1987-01-01T00:00:00ZComunicacion
Boletín de la Asociación Argentina de Astronomía; no. 32
Se estudia la posibilidad de que el isótopo ⁴⁰K del potasio pueda ser sintetizado en la explosión de una supernova tipo II. La importancia de poder estimar la producción de ⁴⁰K se debe a que es un isótopo radiactivo con una vida media de T_(1/2)= 1,27 x 10⁹ años. Esta propiedad fundamental lo coloca dentro de los posibles "relojes cósmicos" pues al poder conocer cuánto fue sintetizado y cuánto queda hoy, permite calcular cuanto tiempo hace que fue sintetizado. El proceso propuesto es ⁴⁰Ca + ν → ⁴⁰K + e⁺ en el que el núcleo de calcio captura un antineutrino y produce un núcleo de ⁴⁰K con emisión de un positrón. El núcleo de ⁴⁰Ca es de doble capa cerrada tanto en protones, como en neutrones. Es importante hacer notar que las transiciones permitidas para este proceso sólo cambian el iso-spin de un nucleón (en este caso protón a neutrón) y ubicarían al nucleón en una capa ya saturada, de donde se deduce que las transiciones permitidas aparecen inhibidas por el Principio de Exclusión de Pauli. Sin embargo, las transiciones primero-prohibidas pueden ocurrir y son dominadas por cuatro resonancias gigantes. Este proceso se propone como alternativo al estudiado por Slysh quien estudia la síntesis de este isótopo a partir del proceso S de captura neutrónica. En el contexto del modelo de explosión de supernova de Brown-Bethe-Baym se estudia el proceso de sintetización. Este tiene lugar a partir de que la onda de choque generada en el interior de la supernova se presenta con densidades menores que 10¹¹ gr/cm³, lo que permite el enfriamiento del núcleo por emisión de neutrinos y anti-neutrinos (Bethe-Applegate-Brown). Se estudia la importancia de la reacción inversa (en este caso con transiciones permitidas) ⁴⁰K + ν + ⁴⁰Ca + e⁻, en relación con las abundancias obtenidas por explosión. Con los datos obtenidos se estima la edad media de los elementos químicos.
1987-01-01T00:00:00ZSe estudia la posibilidad de que el isótopo ⁴⁰K del potasio pueda ser sintetizado en la explosión de una supernova tipo II. La importancia de poder estimar la producción de ⁴⁰K se debe a que es un isótopo radiactivo con una vida media de T_(1/2)= 1,27 x 10⁹ años. Esta propiedad fundamental lo coloca dentro de los posibles "relojes cósmicos" pues al poder conocer cuánto fue sintetizado y cuánto queda hoy, permite calcular cuanto tiempo hace que fue sintetizado. El proceso propuesto es ⁴⁰Ca + ν → ⁴⁰K + e⁺ en el que el núcleo de calcio captura un antineutrino y produce un núcleo de ⁴⁰K con emisión de un positrón. El núcleo de ⁴⁰Ca es de doble capa cerrada tanto en protones, como en neutrones. Es importante hacer notar que las transiciones permitidas para este proceso sólo cambian el iso-spin de un nucleón (en este caso protón a neutrón) y ubicarían al nucleón en una capa ya saturada, de donde se deduce que las transiciones permitidas aparecen inhibidas por el Principio de Exclusión de Pauli. Sin embargo, las transiciones primero-prohibidas pueden ocurrir y son dominadas por cuatro resonancias gigantes. Este proceso se propone como alternativo al estudiado por Slysh quien estudia la síntesis de este isótopo a partir del proceso S de captura neutrónica. En el contexto del modelo de explosión de supernova de Brown-Bethe-Baym se estudia el proceso de sintetización. Este tiene lugar a partir de que la onda de choque generada en el interior de la supernova se presenta con densidades menores que 10¹¹ gr/cm³, lo que permite el enfriamiento del núcleo por emisión de neutrinos y anti-neutrinos (Bethe-Applegate-Brown). Se estudia la importancia de la reacción inversa (en este caso con transiciones permitidas) ⁴⁰K + ν + ⁴⁰Ca + e⁻, en relación con las abundancias obtenidas por explosión. Con los datos obtenidos se estima la edad media de los elementos químicos.Análisis energético durante la fase impulsiva de fulguraciones solaresRovira, M.G.Hernández, A.M.Machado, M.E.http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/1322902022-03-10T20:02:34Z1987-01-01T00:00:00ZComunicacion
Boletín de la Asociación Argentina de Astronomía; no. 32
Se ha realizado un estudio energético de aquellos eventos que fueron observados entre el 11 y 12 de noviembre de 1980 y que se produjeron en una misma zona de la región activa NOAA 2779. Estos son los más energéticos y de larga duración de las fulguraciones de esta región. Los parámetros físicos de las diferenciadas estructuras magnéticas fueron deducidos de las observaciones de rayos X del HXIS a bordo del SMM. Se concluye que para estas fulguraciones homólogas la energía depositada en la cromosfera por un haz de electrones, con parámetros razonables compatibles con las observaciones, es del mismo orden que la energía transportada por el plasma que sube por evaporación y que el contenido de energía térmica del loop coronal descontadas las pérdidas por conducción.
1987-01-01T00:00:00ZSe ha realizado un estudio energético de aquellos eventos que fueron observados entre el 11 y 12 de noviembre de 1980 y que se produjeron en una misma zona de la región activa NOAA 2779. Estos son los más energéticos y de larga duración de las fulguraciones de esta región. Los parámetros físicos de las diferenciadas estructuras magnéticas fueron deducidos de las observaciones de rayos X del HXIS a bordo del SMM. Se concluye que para estas fulguraciones homólogas la energía depositada en la cromosfera por un haz de electrones, con parámetros razonables compatibles con las observaciones, es del mismo orden que la energía transportada por el plasma que sube por evaporación y que el contenido de energía térmica del loop coronal descontadas las pérdidas por conducción.Estudio en rayos X de las fulguraciones de noviembre de 1980Hernández, A.M.Machado, M.E.Mandrini, C.H.http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/1322892022-03-10T20:02:36Z1987-01-01T00:00:00ZComunicacion
Boletín de la Asociación Argentina de Astronomía; no. 32
Se analizan dos fulguraciones del 6 de noviembre de 1980 con datos de rayos X obtenidos con el Hard X-Ray Imaging Spectrometer a bordo del SMM. Se hace un estudio comparativo de la morfología y de la variación temporal de los parámetros físicos de ambas fulguraciones.
1987-01-01T00:00:00ZSe analizan dos fulguraciones del 6 de noviembre de 1980 con datos de rayos X obtenidos con el Hard X-Ray Imaging Spectrometer a bordo del SMM. Se hace un estudio comparativo de la morfología y de la variación temporal de los parámetros físicos de ambas fulguraciones.Perfiles de líneas en la atmósfera solarMauas, P.J.D.http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/1322872022-03-10T20:02:37Z1987-01-01T00:00:00ZComunicacion
Boletín de la Asociación Argentina de Astronomía; no. 32
Utilizando un método de cálculo especialmente diseñado, se resuelven simultáneamente las ecuaciones de equilibrio estadístico y de transporte radiativo. Se estudia la influencia de la variación en los parámetros atómicos y de los distintos modelos atmosféricos en los perfiles de las líneas cromosféricas de Mg I en el caso solar.
1987-01-01T00:00:00ZUtilizando un método de cálculo especialmente diseñado, se resuelven simultáneamente las ecuaciones de equilibrio estadístico y de transporte radiativo. Se estudia la influencia de la variación en los parámetros atómicos y de los distintos modelos atmosféricos en los perfiles de las líneas cromosféricas de Mg I en el caso solar.Fulguraciones solares en regiones activas complejasHernández, A.M.Rovira, M.G.Machado, M.E.http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/1322862022-03-10T20:02:38Z1987-01-01T00:00:00ZComunicacion
Boletín de la Asociación Argentina de Astronomía; no. 32
Se analizan características de fulguraciones solares definidas a partir de datos obtenidos por el Harx X-Ray Imaging Spectrometer a bordo del SMM y de observatorios terrestres, que incluyan evolución espacio-temporal de los rayos X duros, dependencia con el tiempo del contenido de energía térmica en distintas estructuras magnéticas, dureza e impulsividad de la emisión de rayos X duros, relación con la intensidad y morfología del campo magnético. De las observaciones se deducen propiedades sobre la liberación y almacenamiento de energía en distintas zonas de la región activa donde se producen las fulguraciones.
1987-01-01T00:00:00ZSe analizan características de fulguraciones solares definidas a partir de datos obtenidos por el Harx X-Ray Imaging Spectrometer a bordo del SMM y de observatorios terrestres, que incluyan evolución espacio-temporal de los rayos X duros, dependencia con el tiempo del contenido de energía térmica en distintas estructuras magnéticas, dureza e impulsividad de la emisión de rayos X duros, relación con la intensidad y morfología del campo magnético. De las observaciones se deducen propiedades sobre la liberación y almacenamiento de energía en distintas zonas de la región activa donde se producen las fulguraciones.Balance energético durante la fase impulsiva de una fulguración solarMandrini, C.H.Machado, M.E.http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/1322852022-03-10T20:02:39Z1987-01-01T00:00:00ZComunicacion
Boletín de la Asociación Argentina de Astronomía; no. 32
Se analiza la fulguración solar del 21 de Mayo de 1980 en base a los datos obtenidos por el Hard X-ray Image Spectrometer (HXIS) a bordo del satélite Solar Maximum Mission (SMM). A partir de los parámetros físicos deducidos de las observaciones se estudia el balance energético de los "loops" coronales durante la fase impulsiva de la fulguración. Se tienen en cuenta los términos de variación intrínseca de la energía, pérdidas por conducción y radiación y el flujo de energía por evaporación cromosférica. Este análisis se complementa con datos provenientes de otros instrumentos del satélite como el Bent Crystal Spectrometer (BCS) y el Hard X-ray Bust Spectrometer (HXRBS).
1987-01-01T00:00:00ZSe analiza la fulguración solar del 21 de Mayo de 1980 en base a los datos obtenidos por el Hard X-ray Image Spectrometer (HXIS) a bordo del satélite Solar Maximum Mission (SMM). A partir de los parámetros físicos deducidos de las observaciones se estudia el balance energético de los "loops" coronales durante la fase impulsiva de la fulguración. Se tienen en cuenta los términos de variación intrínseca de la energía, pérdidas por conducción y radiación y el flujo de energía por evaporación cromosférica. Este análisis se complementa con datos provenientes de otros instrumentos del satélite como el Bent Crystal Spectrometer (BCS) y el Hard X-ray Bust Spectrometer (HXRBS).Calentamiento de la corona solar por disipación de turbulencia magnetohidrodinámicaGómez, D.O.Ferro-Fontán, C.http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/1322842022-03-10T20:02:41Z1987-01-01T00:00:00ZComunicacion
Boletín de la Asociación Argentina de Astronomía; no. 32
Se analiza la factibilidad del calentamiento de la corona solar por disipación Joule. La energía cinética presente en el movimiento convectivo fotosférico es transportada hacia la corona como consecuencia del congelamiento de las líneas de campo magnético a la materia. La energía magnética de la corona es transferida por un fenómeno de cascada hacia estructuras magnéticas de escalas cada vez menores donde dicha energía se disipa eficientemente.
1987-01-01T00:00:00ZSe analiza la factibilidad del calentamiento de la corona solar por disipación Joule. La energía cinética presente en el movimiento convectivo fotosférico es transportada hacia la corona como consecuencia del congelamiento de las líneas de campo magnético a la materia. La energía magnética de la corona es transferida por un fenómeno de cascada hacia estructuras magnéticas de escalas cada vez menores donde dicha energía se disipa eficientemente.Análisis de anchos equivalentes de líneas del espectro solarMilone, A.E.http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/1322832022-03-10T20:02:42Z1987-01-01T00:00:00ZComunicacion
Boletín de la Asociación Argentina de Astronomía; no. 32
In order to detect possible systematic erros, a quality analysis of Moore, Minnaert and Houtgast (MMH) equivalent widths for the solar liens is undertaken. The results do not show significant dependences on the equivalent width or the wavelength of the line. A trend for the internal dispersion of MMH is also derived.
1987-01-01T00:00:00ZIn order to detect possible systematic erros, a quality analysis of Moore, Minnaert and Houtgast (MMH) equivalent widths for the solar liens is undertaken. The results do not show significant dependences on the equivalent width or the wavelength of the line. A trend for the internal dispersion of MMH is also derived.Seguimiento en H-alfa de dos zonas activas del Sol en el mes de febrero de 1986Bertinetti, M.Fuegeas, J.Acero, S.http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/1322822022-03-10T20:02:43Z1987-01-01T00:00:00ZComunicacion
Boletín de la Asociación Argentina de Astronomía; no. 32
En el marco de la puesta en marcha de una rutina de la observación de la actividad solar en luz blanca y en la línea H-alfa del hidrógeno, se muestran los resultados durante el mes de febrero de 1986. Los trabajos fueron realizados con un telescopio refractor de 2250 mm de distancia focal y 150 mm de abertura, usando un filtro monocromador centrado en la línea H-alfa con un ancho de banda de 0.25 Å. Una de las regiones activas (longitud 201,1°, latitud -6.0°) fue fotografiada durante su arribo al limbo (días 11 y 12 de febrero) pudiéndose observar la aparición de un "flare" del tipo Sb del día 11 con su máximo brilo a las 1831 TU. Las imágenes (proyectadas sobre el limbo) obtenidas de esta zona con diferentes tiempos de exposición permiten apreciar su estructura tridimensional. Las fotografías obtenidas en luz blanca del grupo de manchas asociado (de estructura irregular) muestran el lugar de desarrollo de "flare" como una zona de rápida evolución (fuerte desorden magnético).
1987-01-01T00:00:00ZEn el marco de la puesta en marcha de una rutina de la observación de la actividad solar en luz blanca y en la línea H-alfa del hidrógeno, se muestran los resultados durante el mes de febrero de 1986. Los trabajos fueron realizados con un telescopio refractor de 2250 mm de distancia focal y 150 mm de abertura, usando un filtro monocromador centrado en la línea H-alfa con un ancho de banda de 0.25 Å. Una de las regiones activas (longitud 201,1°, latitud -6.0°) fue fotografiada durante su arribo al limbo (días 11 y 12 de febrero) pudiéndose observar la aparición de un "flare" del tipo Sb del día 11 con su máximo brilo a las 1831 TU. Las imágenes (proyectadas sobre el limbo) obtenidas de esta zona con diferentes tiempos de exposición permiten apreciar su estructura tridimensional. Las fotografías obtenidas en luz blanca del grupo de manchas asociado (de estructura irregular) muestran el lugar de desarrollo de "flare" como una zona de rápida evolución (fuerte desorden magnético).Fulguraciones solares: posibles interpretacionesRovira, M.G.http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/1322812022-03-10T20:02:45Z1987-01-01T00:00:00ZComunicacion
Boletín de la Asociación Argentina de Astronomía; no. 32
Después de realizar una descripción general de la atmósfera solar, se presenta una clasificación de las fulguraciones solares basada en las observaciones realizadas en distintos rasgos de energía. Se analizan los fenómenos físicos que dan lugar a los abrillantamientos cromosféricos, a las estructuras observadas en la corona solar y a la aceleración de partículas. Se describe un modelo que permite explicar la fase impulsiva de las fulguraciones.
1987-01-01T00:00:00ZDespués de realizar una descripción general de la atmósfera solar, se presenta una clasificación de las fulguraciones solares basada en las observaciones realizadas en distintos rasgos de energía. Se analizan los fenómenos físicos que dan lugar a los abrillantamientos cromosféricos, a las estructuras observadas en la corona solar y a la aceleración de partículas. Se describe un modelo que permite explicar la fase impulsiva de las fulguraciones.Observación de radio-fuentes ópticas, correcciones Δα y Δδ período: 1968-1985Espinosa Manrique, Wilfred EdilbertoSerafino, A.Actis, EstebanBaldivieso, J.F.Alonso, E.http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/1322802022-03-10T20:02:46Z1987-01-01T00:00:00ZComunicacion
Boletín de la Asociación Argentina de Astronomía; no. 32
Se presentan las correcciones Δα y Δδ a las ascensiones rectas y declinaciones de las Radio-Fuentes ζ Puppis y γ Velorum, incluidas en el programa fundamental del ASTROLABIO de San Juan. Estas correcciones han sido derivadas de las observaciones realizadas durante diecisiete años continuos de observaciones sistemáticas.
1987-01-01T00:00:00ZSe presentan las correcciones Δα y Δδ a las ascensiones rectas y declinaciones de las Radio-Fuentes ζ Puppis y γ Velorum, incluidas en el programa fundamental del ASTROLABIO de San Juan. Estas correcciones han sido derivadas de las observaciones realizadas durante diecisiete años continuos de observaciones sistemáticas.Estudio de la distribución de HI a grandes distancias del plano galácticoCavarischia, G.Morras, R.http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/1322332022-03-09T20:02:05Z1987-01-01T00:00:00ZComunicacion
Boletín de la Asociación Argentina de Astronomía; no. 32
Desde el IAR se realizaron observaciones hacia el interior de la galaxia (270°< l < 360°), encontrándose que la cantidad de HI a distancias del plano z>500 pc crece, en forma sistemática, desde el interior de la galaxia (R< 3 kpc) hasta la región solar (R ≃ 10 kpc). Igual crecimiento fue observado; por otros autores, estudiando la región comprendida entre longitudes 0 y 90. No obstante, los datos del 4to. cuadratne de longitudes parecen mostrar una asimetría, en la distribución del gas HI, respecto del 1er. cuadrante.
1987-01-01T00:00:00ZDesde el IAR se realizaron observaciones hacia el interior de la galaxia (270°< l < 360°), encontrándose que la cantidad de HI a distancias del plano z>500 pc crece, en forma sistemática, desde el interior de la galaxia (R< 3 kpc) hasta la región solar (R ≃ 10 kpc). Igual crecimiento fue observado; por otros autores, estudiando la región comprendida entre longitudes 0 y 90. No obstante, los datos del 4to. cuadratne de longitudes parecen mostrar una asimetría, en la distribución del gas HI, respecto del 1er. cuadrante.Búsqueda de máseres de OH en el plano galácticoBajaja, EstebanMorras, RicardoPöppel, Wolfgang G. L.Arnal, Edmundo Marcelohttp://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/1322262022-06-07T16:57:28Z1987-01-01T00:00:00ZComunicacion
Boletín de la Asociación Argentina de Astronomía; no. 32
Desde el IAR se está realizando una búsqueda de máseres de OH, en la región del plano galáctico comprendida entre 220° < l < 325°. Actualmente se están realizando las observaciones en la frecuencia de 1665, 4018 MHz y, posteriormente se extenderán a las frecuencias restantes (1612,231; 1667,359 y 1720,527 MHz). Se muestran algunos resultados observacionales de máseres recientemente detectados.
1987-01-01T00:00:00ZDesde el IAR se está realizando una búsqueda de máseres de OH, en la región del plano galáctico comprendida entre 220° < l < 325°. Actualmente se están realizando las observaciones en la frecuencia de 1665, 4018 MHz y, posteriormente se extenderán a las frecuencias restantes (1612,231; 1667,359 y 1720,527 MHz). Se muestran algunos resultados observacionales de máseres recientemente detectados.Estudio cinemático de gas ionizado en la galaxiaCersósimo, Juan CarlosAzcárate, I.N.Colomb, Fernando Raúlhttp://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/1322222022-03-09T20:02:10Z1987-01-01T00:00:00ZComunicacion
Boletín de la Asociación Argentina de Astronomía; no. 32
Se estudia el comportamiento cinemático de la componente ionizada difusa del medio interestelar en el cuarto cuadrante. Se presenta la primera etapa del trabajo que consiste en comparar las velocidades máximas del gas ionizado con las correspondientes al gas neutro (HI). El análisis se hace sobre las observaciones realizadas en el IAR de las líneas H166 y el hidrógeno neutro en 21 cm entre las longitudes l=300 y 358. De este análisis se deduce que el gas ionizado de baja densidad ocupa los puntos correspondientes a la máxima velocidad (puntos subcentrales) únicamente entre las longitudes l=300 y 320. Estos resultados se comparan con los obtenidos por Lockman (1978) en el hemisferio Norte del primer cuadrante.
1987-01-01T00:00:00ZSe estudia el comportamiento cinemático de la componente ionizada difusa del medio interestelar en el cuarto cuadrante. Se presenta la primera etapa del trabajo que consiste en comparar las velocidades máximas del gas ionizado con las correspondientes al gas neutro (HI). El análisis se hace sobre las observaciones realizadas en el IAR de las líneas H166 y el hidrógeno neutro en 21 cm entre las longitudes l=300 y 358. De este análisis se deduce que el gas ionizado de baja densidad ocupa los puntos correspondientes a la máxima velocidad (puntos subcentrales) únicamente entre las longitudes l=300 y 320. Estos resultados se comparan con los obtenidos por Lockman (1978) en el hemisferio Norte del primer cuadrante.Cinemática del medio H II en la nube menor de magallanesTorres, G.Carranza, G.J.http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/1322182022-03-09T20:02:12Z1987-01-01T00:00:00ZComunicacion
Boletín de la Asociación Argentina de Astronomía; no. 32
Se presentan observaciones interferométricas de Hα de la Nube Menor de Magallanes que han permitido estudiar por primera vez el campo de velocidades radiales (VR) del medio H II difuso, en conexión con la confusa estructura cinemática del objeto. El medio ionizado presenta a grandes rasgos un aspecto similar al del hidrógeno neutro, revelando la existencia de varios grupos parcialmente superpuestos de VR distinta, que coinciden aproximadamente con los hallados para otros objetos además del H I (nebulosas planetarias, regiones H II, estrellas supergigantes y Ca II interestelar). El gradiente general del hidrógeno ionizado en dirección NE-SW muestra un excelente acuerdo con el del H I (∼ 13 km s⁻¹ deg⁻¹), y la dispersión interna también es similar. La correlación detallada entre el H II yel H I (punto a punto) se considera buena en el área cubierta por nuestras observaciones: 70 % de los puntos coinciden dentro de ±15 km s⁻¹, que es aproximadamente el error superado para una medición individual en Hα.
1987-01-01T00:00:00ZSe presentan observaciones interferométricas de Hα de la Nube Menor de Magallanes que han permitido estudiar por primera vez el campo de velocidades radiales (VR) del medio H II difuso, en conexión con la confusa estructura cinemática del objeto. El medio ionizado presenta a grandes rasgos un aspecto similar al del hidrógeno neutro, revelando la existencia de varios grupos parcialmente superpuestos de VR distinta, que coinciden aproximadamente con los hallados para otros objetos además del H I (nebulosas planetarias, regiones H II, estrellas supergigantes y Ca II interestelar). El gradiente general del hidrógeno ionizado en dirección NE-SW muestra un excelente acuerdo con el del H I (∼ 13 km s⁻¹ deg⁻¹), y la dispersión interna también es similar. La correlación detallada entre el H II yel H I (punto a punto) se considera buena en el área cubierta por nuestras observaciones: 70 % de los puntos coinciden dentro de ±15 km s⁻¹, que es aproximadamente el error superado para una medición individual en Hα.Redeterminación de movimientos propios estelares. II. Estrellas variables del AGK3López, C.E.http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/1322092022-03-09T20:02:13Z1987-01-01T00:00:00ZComunicacion
Boletín de la Asociación Argentina de Astronomía; no. 32
Continuando con el análisis y comparación de los datos astrométricos del AGK3, se concluye que un cierto porcentaje de las estrellas rojas (principalmente con tipos espectrales R, Ny S; generalmente variables) incluidas en dicho catálogo, presentan errores sistemáticos en sus movimientos propios. Se redeterminan nuevos valores usando, como posición de primera época, el material publicado del Catálogo Astrográfico. Las posiciones de segunda época son derivadas de placas recientes obtenidas con el Astrográfico Doble de la Estación de Altura "El Leóncito".
1987-01-01T00:00:00ZContinuando con el análisis y comparación de los datos astrométricos del AGK3, se concluye que un cierto porcentaje de las estrellas rojas (principalmente con tipos espectrales R, Ny S; generalmente variables) incluidas en dicho catálogo, presentan errores sistemáticos en sus movimientos propios. Se redeterminan nuevos valores usando, como posición de primera época, el material publicado del Catálogo Astrográfico. Las posiciones de segunda época son derivadas de placas recientes obtenidas con el Astrográfico Doble de la Estación de Altura "El Leóncito".Influencia de la materia oscura en los perfiles de velocidad radial de cúmulos de galaxiasNavarro, J.García-Lambas, D.http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/1322032022-03-09T20:02:14Z1987-01-01T00:00:00ZComunicacion
Boletín de la Asociación Argentina de Astronomía; no. 32
We have performed a series of N-body experiments including the effects of a massive domiannt background that follows Schuster's density law in order to simulate clusters of galaxies in which a smoothly distributed dark component is present. The existence of this backgroud is inferred from the weak luminosity segregation observed in clusters which, however, show several characteristics of well relaxes systems. The comparison of the velocity dispersion profiles of three clusters of galaxies (Coma, Perseus, and Virgo) with those obtaineed in the numerical experiments allows us to place some constraints on both the distribution and amount of distributed dark material in these clusters. The profiles are rather insensitive to variations in the ratio of the background mass to the mass attached to galaxies (Mb/Mg), but exhibit a strong dependence on their relative concentration. We conclude that highly concentrated background models are not consistent with observations. We find a maximum value for the ratio of the gravitational radius of the galaxies and the background (Rg/Rb) (approximately 0.6) and using previous results (Navarro et al. 1986 Ap. and Sp. Sci. 123, 117) we conclude that virial theorem masses underestimate the total (Mb+Mg) of the clusters. As a final result, we derive a minimum value for the Mb/Mg ratio. All these conclusions could apply in general if Coma, Perseus and Virgo constitute a fair sample of the rich clusters of galaxies in the Universe.
1987-01-01T00:00:00ZWe have performed a series of N-body experiments including the effects of a massive domiannt background that follows Schuster's density law in order to simulate clusters of galaxies in which a smoothly distributed dark component is present. The existence of this backgroud is inferred from the weak luminosity segregation observed in clusters which, however, show several characteristics of well relaxes systems. The comparison of the velocity dispersion profiles of three clusters of galaxies (Coma, Perseus, and Virgo) with those obtaineed in the numerical experiments allows us to place some constraints on both the distribution and amount of distributed dark material in these clusters. The profiles are rather insensitive to variations in the ratio of the background mass to the mass attached to galaxies (Mb/Mg), but exhibit a strong dependence on their relative concentration. We conclude that highly concentrated background models are not consistent with observations. We find a maximum value for the ratio of the gravitational radius of the galaxies and the background (Rg/Rb) (approximately 0.6) and using previous results (Navarro et al. 1986 Ap. and Sp. Sci. 123, 117) we conclude that virial theorem masses underestimate the total (Mb+Mg) of the clusters. As a final result, we derive a minimum value for the Mb/Mg ratio. All these conclusions could apply in general if Coma, Perseus and Virgo constitute a fair sample of the rich clusters of galaxies in the Universe.Novedades sobre intercambio de cúmulos globulares en cúmulos de galaxiasMuzzio, Juan CarlosVergne, María MarcelaDessaunet, Víctor Hugohttp://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/1322022022-03-09T20:02:16Z1987-01-01T00:00:00ZComunicacion
Boletín de la Asociación Argentina de Astronomía; no. 32
Hemos realizado un nuevo análisis de los resultados obtenidos anteriormente con simulaciones numéricas de cúmulos de galaxias, donde las galaxias mismas estaban rodeadas por conjunto de partículas que representaban cúmulos globulares. Del mismo surgen dos hechos interesantes: 1) no parece posible que una galaxia central masiva incremente en mas de un 40% su población de cúmulos globulares. Galaxias con Mᵥ= -23.5 mag. siempre ganan cúmulos y galaxias con Mᵥ=-22.5 mag. siempre los pierden. 2) No es cierto que las galaxias gigantes ganen cúmulos globulares a expensas de galaxias enanas. En promedio, la diferencia de magnitud absoluta entre la galaxia que pierde el cúmulo y la que lo gana es -1.41 ± 0.13 mag; por ello, las masas de ambas galaxias son comparables y no tan diferentes como las gigantes y las enanas.
1987-01-01T00:00:00ZHemos realizado un nuevo análisis de los resultados obtenidos anteriormente con simulaciones numéricas de cúmulos de galaxias, donde las galaxias mismas estaban rodeadas por conjunto de partículas que representaban cúmulos globulares. Del mismo surgen dos hechos interesantes: 1) no parece posible que una galaxia central masiva incremente en mas de un 40% su población de cúmulos globulares. Galaxias con Mᵥ= -23.5 mag. siempre ganan cúmulos y galaxias con Mᵥ=-22.5 mag. siempre los pierden. 2) No es cierto que las galaxias gigantes ganen cúmulos globulares a expensas de galaxias enanas. En promedio, la diferencia de magnitud absoluta entre la galaxia que pierde el cúmulo y la que lo gana es -1.41 ± 0.13 mag; por ello, las masas de ambas galaxias son comparables y no tan diferentes como las gigantes y las enanas.