Presentamos la primera aplicación de comparación de modelos Bayesiana en sismología de la atmósfera solar. La detección de oscilaciones transversales múltiples en bucles coronales nos ha permitido obtener información acerca de la estratificación en densidad de la corona solar y el factor de expansión magnético de los bucles coronales. La determinación de estos parámetros está basada en el uso de razones de periodos entre el modo fundamental de oscilación y el primer armónico, en combinación con modelos teóricos que predicen la desviación de dicha razón de periodos de la unidad. Es este

El ciclo de actividad magnética del Sol y de las estrellas tipo solar se considera que está regido por la rotación de la estrella. Sin embargo, la comprensión de las dinamos estelares es muy pobre, debido a la escasez de observaciones de rotación y de campos magnéticos en estrellas. En este artículo se realizan algunas inferencias de la rotación interna de una estrella distante de tipo solar estudiando sus modos globales de oscilación. Presentamos restricciones astrosismológicas impuestas a la velocidad de rotación y a la inclinación del eje de rotación de la estrella tipo solar HD52265

Usando el filtro sintonizable con banda estrecha OSIRIS en el telescopio GTC de 10.4 m (La Palma) hemos cartografiado la galaxias SAB(rs)cd NGC 6946 sobre un campo de 7,3 x 7,3 minutos de arco cuadrados, en las lineas en emisión del doblete de [SII], a 6717A y 6731A, y en Halpha. Desde estos mapas hemos producido catálogos de las luminosidades en Halpha y los radios efectivos de 557 regiones HII  a lo largo del disco, y hemos derivado la razón de intensidades de las líneas de [SII] en 370 de ellas. Las observaciones en Halpha se usaron para inferir las densidades electrónicas promedias

Las estrellas de masa baja e intermedia (0.8 < M < 8  masas solares) representan la mayoría de estrellas del Universo y terminan sus vidas con una fase de intensa pérdida de masa y pulsos térmicos sobre la rama asintótica de las gigantes (AGB, de sus siglas en inglés Asymptotic Giant Branch). Las estrellas AGB son fundamentales para entender la evolución química de una galaxia pues son contribuyentes principales al enriquecimiento químico (por ej., C, N, Li, F, elementos pesados ricos en neutrones de tipo-s) del medio interestelar, donde se forman nuevas generaciones de estrellas y planetas

Hace 10 mil millones de años, galaxias mas masivas que 10 ^11 masas solares ya existían en el Universo. La mayoría de estas galaxias sufrieron transformaciones a lo largo del tiempo a través de las formación de nuevas estrellas y la fusión con otras galaxias, pero una pequeña fracción (<0.1%) pudo haber sobrevivido intacta hasta la fecha. La búsqueda de estas galaxias reliquias, ventanas muy útiles para explorar el universo temprano, ha resultado inconclusa hasta hoy: galaxias con masas y tamaños como los que se observan a alto desplazamiento al rojo (M_*>10 ^11 M_sun; R_e<1.5 kpc) han sido

El objetivo de este proyecto es contribuir a la caracterización de ladistribución espectral de energía de las enanas marrones más frías descubiertas hasta la fecha, las enanas Y.Metodos: Hemos obtenido imagen en la banda z para seis enanas Y y una binaria T9+Y0 con el instrumento OSORIS (Optical System for Imaging and low Resolution Integrated Spectroscopy) instalado en el Gran Telescopio Canarias (GTC) de 10.4m de diámetro.Resultados: Hemos detectado cinco de las 7 enanas Y conocidas en la banda z, hemos inferido sus colores del óptico al infrarrojo y hemos medido sus movimientos propios