Documentamos la detección del decaimiento orbital del sistema binario de enanas blancas (EB) de 12.75 minutos de periodo SDSS J065133.338+284423.37 (en lo que sigue J0651). Nuestras observaciones fotométricas a lo largo de 13 meses llevan a una determinación del periodo orbital de 765.206543 (55) segundos, e indican que la órbita está reduciéndose a un ritmo de  (- 9.8 ± 2.8)´10 -12  s/s  (or -0.31 ± 0.09 ms/año). Basándonos en nuestras nuevas observaciones espectroscópicas y fotométricas revisamos los parámetros del sistema: J0651 contiene dos EBs con M 1 = 0.26 ± 0.04 M sol and M 2 = 0.50

El estudio de la curva de rotación del disco a grandes distancias proporciona un herramienta muy útil  para entender si los campo magnéticos deberían considerarse como un ingrediente dinámico no despreciable. Asumiendo un bulbo, un disco exponencial para las componentes estelar y gaseosa, un halo de materia oscura y un campo magnético en el disco, ajustamos la velocidad de rotación de la Vía Láctea. En general, cuando se tiene en cuenta la contribución magnética en la dinámica, se obtiene una mejor descripción de la curva de rotación. Nuestra conclusión principal es que los campos magnéticos

Objetivos: La super-Tierra GJ 1214b recientemente ha sido objeto de mucho estudios en que, usando espectroscopía de tránsitos, se ha tratado de determinar la composición de su atmósfera. En este trabajo, nos enfocamos en la línea Halpha como una herramienta para restringir la composición atmosférica de GJ 1214b. Métodos: Usamos el instrumento OSIRIS del Gran Telescopio de Canarias (GTC) para adquirir fotometría de filtros angostos con filtros sintonizables. Fuimos capaces de observar el tránsito primario de la super-Tierra GJ 1214 en tres bandas: dos centradas en el continuo cerca de Halpha

El origen estelar de las estrellas extremadamente pobres en hidrógeno de tipo R Coronae Borealis (RCB) ha sido un misterio para los astrónomos desde su descubrimiento hace más de doscientos años. Dos escenarios en disputa son comúnmente recomendados. En el primero, un flash de helio tiene lugar en una enana blanca en pleno enfriamiento o un pulso térmico final es experimentado por una estrella post-AGB. El segundo escenario involucra la fusión de dos enanas blancas en la que una enana blanca de C-O se traga una enana blanca de helio. La composición química de la estrellas RCB sugiere que la

Para entender la relación entre la formación de barras y el entorno es necesario distinguir entre los efectos que las interacciones producen en los discos y como estas modifican la consiguiente formación de barras. Con este objetivo hemos obtenido la fracción de galaxias barradas en tres entornos distintos que van desde entornos de campo hasta entornos de cúmulo como Virgo y Coma, además cubriendo un rango de luminosidades (o equivalentemente de masas) sin precedentes. Hemos confirmado que la fracción de barras depende fuertemente de la luminosidad de las galaxias. Tambien hemos demostrado

Hemos usado la cámara ACS del telescopio espacial para obtener observaciones profundas de un campo de M32 y otro de M31 para determinar la historia de formación estelar (HFE) de M32 a partir de sus estrellas resueltas. Encontramos que as estrellas de entre 2 y 5 mil millones de años contribuyen al 40% de la masa de M32, mientras que el 55% de la masa de M32 corresponde a estrellas más viejas de 5 mil millones de años. La HFE indica además la presencia de estrellas jóvenes (menos de 2 mil millones de años) y pobre en metales, sugeriendo que las binarias primordiales congribuyen al 2% de la