En este trabajo presentamos nuevas observaciones espectroscópicas realizadas con el instrumento OSIRIS instalado en el telescopio GTC de 10.4m del sistema binario de rayos-X con agujero negro XTE J1118+480 que confirma el decaimiento del período orbital de (dP/dt) = −1.90 ± 0.57 ms yr −1. Este corresponde a un cambio en el período de −0.88 ± 0.27 μs por ciclo orbital. Se han utilizado las observaciones del sistema binario de rayos-X con agujero negro A0620-00 para determinar una derivada del período orbital de (dP/dt)= −0.60 ± 0.08 ms yr −1 (−0.53 ± 0.07 μs/ciclo). La pérdida de momento

A pesar de su importancia para entender la naturaleza de las primerasgeneraciones de estrellas y para constreñir los modelos de formación del bulbo de nuestra galaxia, poco se conoce a día de hoy sobre las estrellas ubicadas en las partes centrales de la Vía Láctea. Esta ignorancia esta causada por la gran distancia desde el Sol y la presencia de polvo interestelar, que dificulta los estudio ópticos. Sin embargo, el Experimento de Evolución Galáctica del Observatorio Apache Point (APOGEE por sus siglas en inglés) de la colaboración Sloan (SDSS), que utiliza un espectrógrafo infrarrojo multi

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