Las supernovas de tipo Ia ocurren cuando una enana blanca de carbono y oxígeno acrece suficiente masa para producir una explosión termonuclear. La acreción puede ser lenta, desde una estrella (proceso con una única estrella degenerada) no evolucionada (secuencia principal)o evolucionada (subgiante o gigante), o rápida, si la estrella primaria es capaz de fragmentar una enana blanca más pequeña orbitando Alrededor del centro de masas (proceso con dos estrellas degeneradas). Una estrella compañera sobrevivirá a la explosión únicamente en el primer caso. Ambos casos quizás contribuyan a la

Los fullerenos y otras especies moleculares relacionadas se han propuesto como las moléculas carbonadas responsables de ciertos rasgos astronómicos aún no identificados como la banda de absorción UV en 217 nm y las enigmáticas bandas difusas interestelares (DIBs). Con la intención de aportar algo de luz al misterio del origen de los DIBs, se han utilizado espectros ópticos VLT/UVES de alta resolución y alta calidad de la estrella de tipo R Coronae Borealis DY Cen para buscar las transiciones electrónicas de la molécula C 60 (fullereno) y DIBs. Reportamos la no detección de las transiciones

Se presentan observaciones y un modelo interpretativo de la coma y cola de polvo del cometa del cinturón principal  P/2010 F5 (Gibbs). Las estelas de polvo estrechos observados se pueden interpretar de forma inequívocacomo causadas por un evento impulsivo que tuvo lugar alrededor del 1 de julio de 2011 con una incertidumbre de ± 10 días, y una duración de menos de un día, posiblemente del orden deunas pocas horas. El mejor ajuste del modelo deMonte Carlo del polvo observado del objeto implica velocidadesde expulsión en el rango de 8-10 cm s-1 para tamaños de partícula entre 30 cm y 130

En este trabajo presentamos la detección de una caída del período orbital de (dP/dt)= -1.83+-0.66  ms yr–1  en el sistema binario de rayos-X de baja masa XTE J1118+480 que alberga un agujero negro. Esto corresponde a un cambio en el período orbital de –0.85 ± 0.30 μs por ciclo orbital, que a su vez es ~150 veces más grande que el cambio esperado a partir de la emisión de ondas gravitatorias. Estas observaciones no pueden reproducirce con modelos convencionales de frenado magnétido incluso incluyendo una pérdida significativa de masa en el sistema. La caída en espiral de la estrella se cree

Los datos en infrarrojo cercano han contribuido al descubrimiento de nuevos cúmulos estelares masivos (oscurecidos) y poblaciones de estrellas masivas dentro de cúmulos previamente conocidos en nuestra Galaxia. Estos descubrimientos nos han llevado a entender que nuestra Vía Láctea es una máquina de formación estelar aun activa. El propósito principal de este trabajo es determinar físicamente los principales parámetros (distancia, tamaño, masa total y edad) de Masgomas-1, el primer cúmulo masivo descubierto por nuestro programa de búsqueda sistemática. Para esto, hemos usado fotometría en

Generalmente las estrellas son esfericas a lo largo de toda su vida,pero en sus fases finales producen nebulosas con formas variadas einesperadas. El efecto es especialmente notable en las nebulosasplanetarias, que son los restos ionizados de las envolturas perdidaspor las estrellas. El hipóthesis más común es que la asimetríaobservada, y en particular la formación de chorros de alta velocidaden precesión observados en muchas nebulosas planetarias, se debe ainteracciones en sistemas binarios. El estudio de la nebulosaplanetaria prototípica Fleming 1 con el telescopio VLT demuestra porprimera