http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/78186 2026-04-16T05:35:25Z 2026-04-16T05:35:25Z Colomb, Fernando Raúl Azcárate, Ismael Norberto Cersósimo, Juan Carlos http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/111822 2025-05-27T18:06:31Z 1982-01-01T00:00:00Z

Comunicacion Boletín de la Asociación Argentina de Astronomía; no. 27 Four HII regions: RCW 57 II, G 338.5 + 0.0, RCW 74 and NGC 6334, have been observed with the IAR receiver. Some of the profiles show more than one component. Some physical parameters of the observed regions are derived.; Se han observado con el equipo receptor del IAR cuatro regiones HII: RCW 57 II, G 33S.4 + 0.0, RCW 74 y NGC 6334. Algunos de los perfiles presentan más de una componente. Se deducen algunos parámetros físicos de las regiones observadas.

1982-01-01T00:00:00Z Four HII regions: RCW 57 II, G 338.5 + 0.0, RCW 74 and NGC 6334, have been observed with the IAR receiver. Some of the profiles show more than one component. Some physical parameters of the observed regions are derived. Se han observado con el equipo receptor del IAR cuatro regiones HII: RCW 57 II, G 33S.4 + 0.0, RCW 74 y NGC 6334. Algunos de los perfiles presentan más de una componente. Se deducen algunos parámetros físicos de las regiones observadas. Cersósimo, Juan Carlos http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/111821 2024-10-30T18:55:17Z 1982-01-01T00:00:00Z

Comunicacion Boletín de la Asociación Argentina de Astronomía; no. 27 Se observó la línea 166 α en dirección de la región HII extendida RCW 108, con una resolución en velocidad de 2 km/s. La velocidad central de la línea es de ∼ 20 km/s. La región también ha sido observada en el continuo en la frecuencia de 1420 MHz. Desde estas observaciones se deducen los parámetros físicos del gas ionizado. Dichos parámetros sugieren que la línea se forma en un gas ionizado difuso el cual tiene una densidad electrónica de 11 cm⁻³ y una temperatura electrónica de aproximadamente 4600 K.

1982-01-01T00:00:00Z Se observó la línea 166 α en dirección de la región HII extendida RCW 108, con una resolución en velocidad de 2 km/s. La velocidad central de la línea es de ∼ 20 km/s. La región también ha sido observada en el continuo en la frecuencia de 1420 MHz. Desde estas observaciones se deducen los parámetros físicos del gas ionizado. Dichos parámetros sugieren que la línea se forma en un gas ionizado difuso el cual tiene una densidad electrónica de 11 cm⁻³ y una temperatura electrónica de aproximadamente 4600 K. Sisteró, Roberto Félix http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/111820 2024-04-26T13:47:51Z 1982-01-01T00:00:00Z

Comunicacion Boletín de la Asociación Argentina de Astronomía; no. 27 La asociación de quasares con galaxias fue, y sigue siendo, motivo de grandes controversias. Sin embargo, desde el punto de vista observacional existen algunos hechos que apoyan la hipótesis "local" de estos objetos. El más importante es el quasar proyectado sobre la imagen de la galaxia NGC 1199 (Arp, 1978); su "redshift" es cinco veces mayor que el de la galaxia. Por otra parte, se conoce la asociación aparente de un centenar de quasares con galaxias (Hewitt y Burbidge, 1980) y su manifiesta correlación negativa en el diagrama separación angular - redshift de la galaxia (Burbidge, 1980). La interpretación de este diagrama no es trivial y depende de la cosmología empleada. En lo que sigue se hará una descripción clásica de los modelos cosmológicos relativistas uniformes. Esto es posible ya que se obtienen los mismos resultados, con la consiguiente simplicidad en la presentación.

1982-01-01T00:00:00Z La asociación de quasares con galaxias fue, y sigue siendo, motivo de grandes controversias. Sin embargo, desde el punto de vista observacional existen algunos hechos que apoyan la hipótesis "local" de estos objetos. El más importante es el quasar proyectado sobre la imagen de la galaxia NGC 1199 (Arp, 1978); su "redshift" es cinco veces mayor que el de la galaxia. Por otra parte, se conoce la asociación aparente de un centenar de quasares con galaxias (Hewitt y Burbidge, 1980) y su manifiesta correlación negativa en el diagrama separación angular - redshift de la galaxia (Burbidge, 1980). La interpretación de este diagrama no es trivial y depende de la cosmología empleada. En lo que sigue se hará una descripción clásica de los modelos cosmológicos relativistas uniformes. Esto es posible ya que se obtienen los mismos resultados, con la consiguiente simplicidad en la presentación. Verga, A.D. http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/111819 2021-01-27T20:01:46Z 1982-01-01T00:00:00Z

Comunicacion Boletín de la Asociación Argentina de Astronomía; no. 27 Con el objeto de estudiar los procesos disipativos que tienen lugar en la fotosfera, como consecuencia de la interacción de la radiación con la materia, se plantea un modelo cinético basado en ecuaciones tipo Boltzmann para átomos y fotones, Se supone que el medio se encuentra en régimen hidrodinámico, mientras que el campo de radiación es anisótropo y está fuera del equilibrio termodinámico, localmente. A escala global se produce el acoplamiento de la radiación con la materia, dando lugar a los procesos de transporte de energía e impulso. Las relaciones constitutivas para los flujos disipativos implican una generalización de las ecuaciones foto-hidrodinámicas. Por otra parte, se generalizan también las relaciones termodinámicas, deduciéndose la ecuación de balance de entropía. Finalmente planteamos una fórmula de Gibbs aplicable a los procesos de no-equilibrio local.

1982-01-01T00:00:00Z Con el objeto de estudiar los procesos disipativos que tienen lugar en la fotosfera, como consecuencia de la interacción de la radiación con la materia, se plantea un modelo cinético basado en ecuaciones tipo Boltzmann para átomos y fotones, Se supone que el medio se encuentra en régimen hidrodinámico, mientras que el campo de radiación es anisótropo y está fuera del equilibrio termodinámico, localmente. A escala global se produce el acoplamiento de la radiación con la materia, dando lugar a los procesos de transporte de energía e impulso. Las relaciones constitutivas para los flujos disipativos implican una generalización de las ecuaciones foto-hidrodinámicas. Por otra parte, se generalizan también las relaciones termodinámicas, deduciéndose la ecuación de balance de entropía. Finalmente planteamos una fórmula de Gibbs aplicable a los procesos de no-equilibrio local. Lopez, C.E. http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/111818 2021-01-27T20:01:48Z 1982-01-01T00:00:00Z

Comunicacion Boletín de la Asociación Argentina de Astronomía; no. 27 Habiéndose concluido la primera época del programa de movimientos propios estelares en base a galaxias (SPM), desarrollado en su aspecto observacional en El Leóncito, se presenta un análisis de los campos fotografiados, placas empleadas y detalles de interés general. Se esboza, además, lo proyectado para la segunda época.

1982-01-01T00:00:00Z Habiéndose concluido la primera época del programa de movimientos propios estelares en base a galaxias (SPM), desarrollado en su aspecto observacional en El Leóncito, se presenta un análisis de los campos fotografiados, placas empleadas y detalles de interés general. Se esboza, además, lo proyectado para la segunda época. Arias, Elisa Felicitas http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/111817 2024-04-12T13:18:17Z 1982-01-01T00:00:00Z

Comunicacion Boletín de la Asociación Argentina de Astronomía; no. 27 El desplazamiento del eje de rotación terrestre se produce como consecuencia de la superposición de movimientos de distintos períodos provocados por diferentes causas, siendo los principales el período de Chandler (14 meses) y el período anual. Se analizaron las periodicidades en las coordenadas x, y del polo y en la incógnita z. Habiendo sido éstas calculadas a partir de observaciones realizadas en Punta Indio, Mount Stromlo, San Juan y Santiago de Chile. Los valores calculados del período anual y de Chandler, como así también sus amplitudes, concuerdan con los obtenidos mediante otros procedimientos.

1982-01-01T00:00:00Z El desplazamiento del eje de rotación terrestre se produce como consecuencia de la superposición de movimientos de distintos períodos provocados por diferentes causas, siendo los principales el período de Chandler (14 meses) y el período anual. Se analizaron las periodicidades en las coordenadas x, y del polo y en la incógnita z. Habiendo sido éstas calculadas a partir de observaciones realizadas en Punta Indio, Mount Stromlo, San Juan y Santiago de Chile. Los valores calculados del período anual y de Chandler, como así también sus amplitudes, concuerdan con los obtenidos mediante otros procedimientos. Villada, M.M. http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/111816 2021-01-27T20:01:51Z 1982-01-01T00:00:00Z

Comunicacion Boletín de la Asociación Argentina de Astronomía; no. 27 Se presenta un programa para la OLIVETTI P 6060 del OAC, que permite ajustar una función escalar arbitraria a un conjunto de datos. Está integrado por subrutinas de: a) Carga de datos, b) Elaboración de los mismos, C) Gráficos parciales o completos, d) Ajuste mediante aproximación por cuadrados mínimos no lineales a una función dada, e) Cálculo de error cuadrático medio y f) Gráfico de la curva de ajuste superpuesta al conjunto de puntos dados. Se aplica este programa a la superposición de una curva de crecimiento teórica sobre un conjunto de valores observados. En este caso, se obtienen también parámetros específicos de una atmósfera estelar. Como ejemplo se utilizan líneas del Fe I con potenciales de excitación entre 0 y 5 eV y curvas de crecimiento teóricas de Chuster - Schwarzcshild y de Milne - Eddington.

1982-01-01T00:00:00Z Se presenta un programa para la OLIVETTI P 6060 del OAC, que permite ajustar una función escalar arbitraria a un conjunto de datos. Está integrado por subrutinas de: a) Carga de datos, b) Elaboración de los mismos, C) Gráficos parciales o completos, d) Ajuste mediante aproximación por cuadrados mínimos no lineales a una función dada, e) Cálculo de error cuadrático medio y f) Gráfico de la curva de ajuste superpuesta al conjunto de puntos dados. Se aplica este programa a la superposición de una curva de crecimiento teórica sobre un conjunto de valores observados. En este caso, se obtienen también parámetros específicos de una atmósfera estelar. Como ejemplo se utilizan líneas del Fe I con potenciales de excitación entre 0 y 5 eV y curvas de crecimiento teóricas de Chuster - Schwarzcshild y de Milne - Eddington. Villada, M.M. http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/111815 2021-01-27T20:01:53Z 1982-01-01T00:00:00Z

Comunicacion Boletín de la Asociación Argentina de Astronomía; no. 27 Como es bien sabido, la determinación de la abundancia de elementos químicos en las atmósferas estelares se lleva a cabo clásicamente mediante el análisis de perfiles de líneas o de sus anchos equivalentes. Los métodos comúnmente usados son dos: el primero utiliza la llamada curva de crecimiento, mediante la relación entre el ancho equivalente y el número de átomos capaces de absorber esa línea; el segundo emplea modelos de atmósferas estelares y consiste en calcular los perfiles de varias líneas espectrales dentro de un modelo dado cuyos parámetros, temperatura efectiva, gravedad superficial y composición química, se hacen variar hasta lograr el mejor acuerdo can las observaciones. Este método es laborioso en virtud de que el perfil de una línea depende también del mecanismo de absorción de la misma. Esto hace que se deba calcular un perfil can varios modelos distintos. La ventaja de este procedimiento es que el perfil de la línea es sensible a efectos que la curva de crecimiento no nuestra, tales cano rotación, macro-turbulencia, pérdida de masa, etc... Además, las asimetrías en el perfil de la línea pueden indicar otras propiedades de las atmósferas.

1982-01-01T00:00:00Z Como es bien sabido, la determinación de la abundancia de elementos químicos en las atmósferas estelares se lleva a cabo clásicamente mediante el análisis de perfiles de líneas o de sus anchos equivalentes. Los métodos comúnmente usados son dos: el primero utiliza la llamada curva de crecimiento, mediante la relación entre el ancho equivalente y el número de átomos capaces de absorber esa línea; el segundo emplea modelos de atmósferas estelares y consiste en calcular los perfiles de varias líneas espectrales dentro de un modelo dado cuyos parámetros, temperatura efectiva, gravedad superficial y composición química, se hacen variar hasta lograr el mejor acuerdo can las observaciones. Este método es laborioso en virtud de que el perfil de una línea depende también del mecanismo de absorción de la misma. Esto hace que se deba calcular un perfil can varios modelos distintos. La ventaja de este procedimiento es que el perfil de la línea es sensible a efectos que la curva de crecimiento no nuestra, tales cano rotación, macro-turbulencia, pérdida de masa, etc... Además, las asimetrías en el perfil de la línea pueden indicar otras propiedades de las atmósferas. Mondinalli, Cesar Augusto Perdomo, Raúl Aníbal http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/111814 2021-08-25T14:35:39Z 1982-01-01T00:00:00Z

Comunicacion Boletín de la Asociación Argentina de Astronomía; no. 27 Se analizan los resultados obtenidos de las observaciones efectuadas entre marzo de 1979 a junio de 1981 con un Astrolabio de Danjon en cuanto al acuerdo interno CLI) y externo (comparación con el sistema del BIH).

1982-01-01T00:00:00Z Se analizan los resultados obtenidos de las observaciones efectuadas entre marzo de 1979 a junio de 1981 con un Astrolabio de Danjon en cuanto al acuerdo interno CLI) y externo (comparación con el sistema del BIH). López-García, F. http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/111813 2021-01-27T20:01:58Z 1982-01-01T00:00:00Z

Comunicacion Boletín de la Asociación Argentina de Astronomía; no. 27 Se estudia la linealización de las ecuaciones diferenciales del movimiento mediante transformaciones de las variables dependientes e independientes. Las transformaciones se aplican al tiempo y a las coordenadas y se demuestra que en general las linealizaciones no se pueden efectuar sin el uso de integrales de movimiento.

1982-01-01T00:00:00Z Se estudia la linealización de las ecuaciones diferenciales del movimiento mediante transformaciones de las variables dependientes e independientes. Las transformaciones se aplican al tiempo y a las coordenadas y se demuestra que en general las linealizaciones no se pueden efectuar sin el uso de integrales de movimiento. Altavista, Carlos Alberto http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/111812 2024-09-09T18:35:28Z 1982-01-01T00:00:00Z

Articulo Boletín de la Asociación Argentina de Astronomía; no. 27 It has previously been shown (Celestial Mechanics, Vol. 6 Nº 2, September 1972) that the system of differential equations of relative motion of the three-body problem can br brought into a homogeneous form. We give here an account of some additional proofs concerning the conditions of convergence of the geometric process used to obtain the new equations as well as a theorem due to Kolmogorov to consider analytical aspects of the problem.

1982-01-01T00:00:00Z It has previously been shown (Celestial Mechanics, Vol. 6 Nº 2, September 1972) that the system of differential equations of relative motion of the three-body problem can br brought into a homogeneous form. We give here an account of some additional proofs concerning the conditions of convergence of the geometric process used to obtain the new equations as well as a theorem due to Kolmogorov to consider analytical aspects of the problem. Marraco, Hugo Gustavo http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/111811 2022-12-02T14:07:28Z 1982-01-01T00:00:00Z

Comunicacion Boletín de la Asociación Argentina de Astronomía; no. 27 Polarimetric observations in 38 stars situated in 20 reflection nebulae is presented. The nebulae were selected from the POSS or the ESO (B) survey looking for filamentary structure. Adequate care was used to avoid contamination of the stellar light by the reflection nebula background. In some cases, using multi-color polarimetry, the contribution from circumstellar polarization is removed. The results indicate that the direction of the polarization of the electric vector of the transmitted light of stars in and behind the nebulae is parallel to the direction of the filamentary structure. This implies that the same magnetic field that holds the dust macroscopically is aligning the particles microscopically.

1982-01-01T00:00:00Z Polarimetric observations in 38 stars situated in 20 reflection nebulae is presented. The nebulae were selected from the POSS or the ESO (B) survey looking for filamentary structure. Adequate care was used to avoid contamination of the stellar light by the reflection nebula background. In some cases, using multi-color polarimetry, the contribution from circumstellar polarization is removed. The results indicate that the direction of the polarization of the electric vector of the transmitted light of stars in and behind the nebulae is parallel to the direction of the filamentary structure. This implies that the same magnetic field that holds the dust macroscopically is aligning the particles microscopically. Bajaja, Esteban Morras, R. http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/111810 2024-06-11T18:46:25Z 1982-01-01T00:00:00Z

Comunicacion Boletín de la Asociación Argentina de Astronomía; no. 27 Se presentan los resultados observacionales de dos complejos de HI: HVC 287.5 + 225 + 240 y HVC 273 + 9.5 + 247. Los mismos fueron observados con una resolución angular de 35' y una resolución en velocidad de 2 km/seg.

1982-01-01T00:00:00Z Se presentan los resultados observacionales de dos complejos de HI: HVC 287.5 + 225 + 240 y HVC 273 + 9.5 + 247. Los mismos fueron observados con una resolución angular de 35' y una resolución en velocidad de 2 km/seg. Cersósimo, Juan Carlos Loiseau, Nora Bajaja, Esteban http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/111809 2024-09-04T18:48:28Z 1982-01-01T00:00:00Z

Comunicacion Boletín de la Asociación Argentina de Astronomía; no. 27 Se observó la línea H166α en la dirección de la región 30 Doradus. Utilizando la técnica de la relación T_línea/T_continuo se deduce la temperatura electrónica. Se discuten las condiciones físicas del gas.

1982-01-01T00:00:00Z Se observó la línea H166α en la dirección de la región 30 Doradus. Utilizando la técnica de la relación T_línea/T_continuo se deduce la temperatura electrónica. Se discuten las condiciones físicas del gas. Hart, Les http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/111808 2024-08-30T18:34:20Z 1982-01-01T00:00:00Z

Articulo Boletín de la Asociación Argentina de Astronomía; no. 27 Recombination lines have been detected in the radio part of the electromagnetic spectrum over a frequency range from about 200 MHz to 30 GHz. This corresponds to a range in principal quantum number, n, of n ∼ 300 to n ∼ 60. As well as emission from ionized hydrogen recombination lines have also been detected from heavier elements such as helium, carbon and Silicon. Most of the recombination lines detected originate in hot gas, with an electron temperature Te ∼ 10³ -10⁴ K, which is associated with HII regions. At high frequencies the combination of the physics of recombination line emission and the fact that radio telescopes have smaller half-power beam-widths result in the observations being more sensitive to high density, high emission measure, small diameter sources such as compact HII regions. Conversely, at low density, low emission measure, large diameter sources such as extended HII regions. For the purpose of this article I shall consider only a transitions (Δn=1) from hydrogen and further that low frequency recombination lines are those which is close in frequency to the 21 cm line of neutral hydrogen. For reasons that will be given below this frequency at which the division is made is not as arbitrary as it may first seem.

1982-01-01T00:00:00Z Recombination lines have been detected in the radio part of the electromagnetic spectrum over a frequency range from about 200 MHz to 30 GHz. This corresponds to a range in principal quantum number, n, of n ∼ 300 to n ∼ 60. As well as emission from ionized hydrogen recombination lines have also been detected from heavier elements such as helium, carbon and Silicon. Most of the recombination lines detected originate in hot gas, with an electron temperature Te ∼ 10³ -10⁴ K, which is associated with HII regions. At high frequencies the combination of the physics of recombination line emission and the fact that radio telescopes have smaller half-power beam-widths result in the observations being more sensitive to high density, high emission measure, small diameter sources such as compact HII regions. Conversely, at low density, low emission measure, large diameter sources such as extended HII regions. For the purpose of this article I shall consider only a transitions (Δn=1) from hydrogen and further that low frequency recombination lines are those which is close in frequency to the 21 cm line of neutral hydrogen. For reasons that will be given below this frequency at which the division is made is not as arbitrary as it may first seem. Molina, E.A. Barassi, A. Gomez, W.G. http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/111807 2024-08-30T18:36:12Z 1982-01-01T00:00:00Z

Comunicacion Boletín de la Asociación Argentina de Astronomía; no. 27 Se describe un sistema desarrollado para mantener en funcionamiento continuo tres relojes de precisión (uno atómico y dos de cuarzo) existentes en el Observatorio Astronómico "Felix Aguilar". Todas las tensiones de salida son reguladas electrónicamente, por lo que la tensión de trabajo de los relojes es prácticamente independiente de la tensión de las baterías. El sistema es totalmente automático y protegido contra sobrecargas y cortocircuitos. Se dispuso en un único gabinete la electrónica y las baterías (28 elementos Nife KAP3 de NiCd). El sistema tiene una autonomía real de seis horas de funcionamiento, alimentando los tres relojes fundamentales de la sala de relojes del O.A.F.A.

1982-01-01T00:00:00Z Se describe un sistema desarrollado para mantener en funcionamiento continuo tres relojes de precisión (uno atómico y dos de cuarzo) existentes en el Observatorio Astronómico "Felix Aguilar". Todas las tensiones de salida son reguladas electrónicamente, por lo que la tensión de trabajo de los relojes es prácticamente independiente de la tensión de las baterías. El sistema es totalmente automático y protegido contra sobrecargas y cortocircuitos. Se dispuso en un único gabinete la electrónica y las baterías (28 elementos Nife KAP3 de NiCd). El sistema tiene una autonomía real de seis horas de funcionamiento, alimentando los tres relojes fundamentales de la sala de relojes del O.A.F.A. Molina, E.A. Barassi, A. Gomez, W.G. http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/111806 2024-09-04T18:53:43Z 1982-01-01T00:00:00Z

Comunicacion Boletín de la Asociación Argentina de Astronomía; no. 27 Se describe un sistema desarrollado para la distribución de las dos horas de interés en el Observatorio Astronómico "Félix Aguilar" (OAFA); la hora media (hora civil) y la hora sidérea. El sistema está compuesto por: a) Un transmisor al que se puede colocar en hora en forma muy sencilla. La marcha de ambas horas es impuesta por los pulsos de segundo de su respectivo patrón de cuarzo (exterior a la unidad transmisora), b) un conjunto de receptores que muestran en un sistema de 12 dígitos luminosos ambas horas, en las cúpulas de observación y cualquier otro lugar de interés (los receptores pueden ser utilizados como unidades portátiles). El vínculo entre el transmisor y los receptores es un simple cable (de dos conductores) por el que se envía la información completa de las horas (6 dígitos por c/u) y la energía necesaria para alimentar los receptores. El sistema funciona con el auxilio de una batería de 12 V que garantiza el funcionamiento continuo.

1982-01-01T00:00:00Z Se describe un sistema desarrollado para la distribución de las dos horas de interés en el Observatorio Astronómico "Félix Aguilar" (OAFA); la hora media (hora civil) y la hora sidérea. El sistema está compuesto por: a) Un transmisor al que se puede colocar en hora en forma muy sencilla. La marcha de ambas horas es impuesta por los pulsos de segundo de su respectivo patrón de cuarzo (exterior a la unidad transmisora), b) un conjunto de receptores que muestran en un sistema de 12 dígitos luminosos ambas horas, en las cúpulas de observación y cualquier otro lugar de interés (los receptores pueden ser utilizados como unidades portátiles). El vínculo entre el transmisor y los receptores es un simple cable (de dos conductores) por el que se envía la información completa de las horas (6 dígitos por c/u) y la energía necesaria para alimentar los receptores. El sistema funciona con el auxilio de una batería de 12 V que garantiza el funcionamiento continuo. Filloy, Emilio Sanz, Aurelio Juan Bava, José Alberto Olalde, Juan Carlos http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/111805 2024-09-04T18:52:08Z 1982-01-01T00:00:00Z

Comunicacion Boletín de la Asociación Argentina de Astronomía; no. 27 Se describe el cabezal del nuevo receptor del IAR para observaciones del continuo con dos polarizaciones. El proyecto incluye el diseño de un alimentador de tipo escalar, sistemas para la obtención de las dos polarizaciones, osciladores de alta frecuencia, amplificadores de bajo ruido y etapas de frecuencia intermedia.

1982-01-01T00:00:00Z Se describe el cabezal del nuevo receptor del IAR para observaciones del continuo con dos polarizaciones. El proyecto incluye el diseño de un alimentador de tipo escalar, sistemas para la obtención de las dos polarizaciones, osciladores de alta frecuencia, amplificadores de bajo ruido y etapas de frecuencia intermedia. Marabini, Rodolfo José http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/111804 2025-07-08T18:35:17Z 1982-01-01T00:00:00Z

Comunicacion Boletín de la Asociación Argentina de Astronomía; no. 27 Este instrumento tendrá por principal cualidad la de determinar fotoeléctricamente una cantidad de fotones prefijados. La cantidad de cuentas correspondientes a un muestro de la luz que llega, una vez alcanzada el valor deseado, hará accionar una señal acústica de aviso. El sistema contará con displays de lectura y un reloj hasta 10⁴ segundos.

1982-01-01T00:00:00Z Este instrumento tendrá por principal cualidad la de determinar fotoeléctricamente una cantidad de fotones prefijados. La cantidad de cuentas correspondientes a un muestro de la luz que llega, una vez alcanzada el valor deseado, hará accionar una señal acústica de aviso. El sistema contará con displays de lectura y un reloj hasta 10⁴ segundos. Calderón, Jesús Humberto http://sedici.unlp.edu.ar:80/handle/10915/111803 2024-09-04T18:56:15Z 1982-01-01T00:00:00Z

Comunicacion Boletín de la Asociación Argentina de Astronomía; no. 27 Se mostrarán los resultados de primeras experiencias con el Reticón sin refrigerar y sus posibles aplicaciones en esta etapa.

1982-01-01T00:00:00Z Se mostrarán los resultados de primeras experiencias con el Reticón sin refrigerar y sus posibles aplicaciones en esta etapa.