Su última base de datos incluye información sobre 470 millones de estrellas y galaxias

Hemos obtenido fotometría con los telescopio espaciales GALEX (en el UV lejano/cercano; FUV/NUV) y Spitzer (en el infrarrojo; 3.6 µm) para una muestra de mas de 2000 galaxias de la muestra S4G. Encontramos una secuencia azul GALEX ("GALEX Blue Sequence (GBS)") muy estrecha en el diagrama color-color GALEX/Spitzer (FUV − NUV) frente a (NUV − [3.6]) que está poblada con galaxias irregulares y espirales, y que depende principalmente de los cambios en la escala de tiempo de formación (τ) y de una degeneración entre τ y el enrojecimiento del polvo. La estrechez de la GBS permite identificar de

Hemos investigado la función inicial de masa estellar (FIM) de una muestra de 49 galaxias masivas y pasivas (GMPs) a resplazamiento al rojo 0.9

Presentamos cálculos de transporte de radiación realizados con modelos atómicos complejos que nos han permitido explicar la enigmática polarización lineal producida por procesos de dispersión en el triplete infrarrojo solar del O I alrededor de 777 nm. Demostramos que la polarización observada sobre el disco solar se origina en la cromosfera, bien por encima de la región fotosférica donde se forma el perfil de intensidad emergente. Investigamos la sensibilidad de las señales de polarización a la estructura térmica de la atmósfera solar y a la presencia de campos magnéticos débiles (0.01-100

Los microcuásares son estrellas binarias compactas - una estrella normal muy masiva y un objeto compacto - que tienen un disco de acreción alrededor del objeto compacto y una emisión variable e intensa en radio, normalmente en forma de “jets” bipolares (chorros de materia simétricos y opuestos). Lo singular del microcuásar descubierto en M81 es que la velocidad de la materia emitida en los jets es cercana a la velocidad de la luz, con un valor medido de un 17% de la velocidad de la luz, lo que se conoce como chorros relativistas. Las principales características de este microcuásar apuntan a

Proporcionamos una caracterización completa del las propiedades físicas de sistema estelar masivo triple σ Ori Aa, Ab, B, incluyenda una mejora de los parámetros orbitales del sistema binario de alta excentricidad σ Ori Aa, Ab. Nuestro estudio se basa en el análisis espectroscópico detallado de un total de 90 espectros en alta resolución. El analisis de la curva de velocidad radial nos ha llevado a poder determinar con gran precisión el periodo del par σ Ori Aa, Ab (11 minutos en 143 días). Hemos encontrado pistas indicando que la componente  σ Ori B es una estrella enana de tipo B-temprano