Proyectos:
(Seguiremos añadiendo)
COSMOLOGÍA
EXTRAGALÁCTICA
Cazando galaxias alrededor del BL Lac 3FGL J0909.0+2310.
INVESTIGADOR PRINCIPAL Y GRUPO DE TRABAJO: Daniel Rosa-González.
Sabemos que (casi) todas las galaxias incluyendo nuestra Vía Láctea tienen un agujero negro masivo en su centro. Pero por qué en algunas de ellas su centro se vuelve activo y en otras el agujero negro “permanece dormido”? Una de las causas que se proponen para explicar la actividad del agujero negro es la presencia de una o varias galaxias cercanas. La presencia de una galaxia cercana crea perturbaciones gravitacionales de forma que parte del gas se mueve hacia zonas cercanas al centro, “alimentando” el agujero negro y provocando que este se active. Durante el verano buscaremos galaxias cercanas a la galaxia activa 3FGL J0909.0+2310, para estudiar su entorno y discutir si hay alguna galaxia cercana que pudiera estar ayudando en la activación del agujero negro.
SOFTWARE: Python
Telescopio/Instrumento/Catálogos: GTC/SLOAN
BIBLIOGRAFÍA: https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2017MNRAS.466..540R/abstract
¿Qué nos puede decir el gas molecular denso de la actividad nuclear en galaxias?
INVESTIGADOR PRINCIPAL: Olga Vega, Daniel Rosa González y Alejandro Yáñez.
A partir de espectros observados con el GTM de una muestra de galaxias que incluye todos los tipos espectrales, construiremos y analizaremos diferentes diagramas de diagnóstico con la intención de separar las galaxias con formación estelar de aquellas que presentan un núcleo activo. Se analizarán los espectros para identificar las líneas moleculares, medir sus flujos y relacionar estos con las propiedades de la galaxia. También trabajaremos con modelos teóricos sencillos con la idea de interpretar los resultados obtenidos.
TELESCOPIO/INSTRUMENTO/CATÁLOGOS: RSR-Gran Telescopio Milimétrico (GTM)
BIBLIOGRAFÍA: https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2011A%26A...528A..30C/abstract
Espectroscopía en Acción: Descifrando los Secretos de los Blazares a través de sus Líneas de Emisión
INVESTIGADOR PRINCIPAL Y GRUPO DE TRABAJO: Vahram Chavushyan, Víctor Manuel Patiño Álvarez, Jonhatan Uriel Guerrero González y Alfredo Amador Portes.
Los blazares tipo FSRQ (Flat Spectrum Radio Quasar), como TON 599 (descubierto por la cámara Schmidt del Observatorio de Tonantzintla) y CTA 102 (identificado por el Caltech Telescope Array), son núcleos galácticos activos que albergan agujeros negros supermasivos capaces de lanzar potentes chorros de partículas a velocidades cercanas a la de la luz. Se caracterizan por su luminosidad extrema y su variabilidad rápida a lo largo de todo el espectro electromagnético. Este proyecto tiene como objetivo estudiar cómo varía el ancho de la línea de emisión Mg II λ2800 Å (medido como FWHM, o ancho total a mitad de máxima intensidad) y su relación con la luminosidad de la propia línea y del continuo subyacente. En particular, buscamos comprender si la actividad del chorro—cuando alcanza su fase más intensa—puede alterar estas mediciones espectrales. Para ello, analizaremos la evolución del FWHM de la línea Mg II en TON 599 y CTA 102 utilizando espectros de monitoreo obtenidos en diferentes épocas. Calcularemos la luminosidad tanto de la línea como del continuo y exploraremos correlaciones entre estas variables, con especial atención a los periodos de alta actividad del chorro. Los datos provienen de observaciones espectroscópicas de los observatorios Guillermo Haro (México) y Steward (USA), que nos permiten descomponer y analizar detalladamente la luz emitida por estos blazares. Mediante herramientas estadísticas, evaluaremos si existen patrones robustos que vinculen el FWHM con la luminosidad en distintos estados del objeto. Los resultados de este estudio contribuirán a una mejor comprensión del comportamiento del gas en la región de líneas anchas (BLR) durante los episodios de intensa actividad del chorro. Asimismo, permitirán evaluar la confiabilidad de los métodos utilizados para estimar la masa del agujero negro en estos objetos extremos, y así aportar nuevas perspectivas sobre la dinámica y evolución de los blazares.
SOFTWARE: Python
BIBLIOGRAFÍA:
- León-Tavares, J.; Chavushyan, V.; Patiño-Álvarez, V., et al. 2013ApJ...763L..36L. Flare-like Variability of the Mg II λ2800 Emission Line in the Γ-Ray Blazar 3C 454.3
- Chavushyan, Vahram; Patiño-Álvarez, Victor M.; Amaya-Almazán, Raúl A.; Carrasco, Luis. 2020ApJ...891...68C. Flare-like Variability of the Mg II λ2798 Å Emission Line and UV Fe II Band in the Blazar CTA 102
- Amaya-Almazán, Raúl A.; Chavushyan, Vahram; Patiño-Álvarez, Victor M. 2021ApJ...906....5A. Multiwavelength Analysis and the Difference in the Behavior of the Spectral Features during the 2010 and 2014 Flaring Periods of the Blazar 3C 454.3.
- Amador-Portes, Alfredo; Chavushyan, Vahram; Patiño-Álvarez, Víctor M.; Ramón-Valdés, José. 2025ApJ...979..227A. Unveiling the Emission Mechanisms of Blazar PKS 1510 089. II. Jet BLR Connection and Black Hole Mass Estimation.
GALÁCTICA
Campos magnéticos en el medio interestelar
INVESTIGADOR PRINCIPAL Y GRUPO DE TRABAJO: Raúl Naranjo Romero, Abraham Luna Castellanos, Manuel Zamora-Avilés y Luis Andrés Hernández Cruz.
La presencia de Campos Magnéticos en todas las escalas del Universo, desde planetas hasta el fondo cósmico, y en rangos de magnitudes que cubren 32 órdenes, muestran la importancia que los campos magnéticos deben tener en la evolución del cosmos. ¿Qué rol juegan estos campos magnéticos en la formación, evolución y destrucción de los diferentes objetos y estructuras del Universo? Una forma de aproximarse a estos temas es a través de "observaciones sintéticas" creadas mediante códigos magnetohidrodinámicos corriendo en supercomputadoras. Estas simulaciones como laboratorios virtuales nos ayudan a entender que pasa con el campo magnético en una nube molecular y podemos comparar contra datos observados. En este proyecto de verano, aprenderás una técnica observacional y las herramientas de análisis para medir el campo magnético de una nube molecular a través de polarimetría. Esta técnica es la más eficiente herramienta actual para medir campos magnético de objetos o regiones extensas y consiste en medir una propiedad fundamental de la luz. La luz tiene cuatro parámetros básicos que se le pueden medir: Frecuencia, Intensidad, Polarización y Velocidad. Las técnicas en Astronomía que se especializan en medir estos parámetros son la espectroscopia, la fotometría y la polarimetría, respectivamente, así que de no medir la polarización de la luz, nos estamos perdiendo de valiosa información, directa o indirectamente, como lo es el tema de campos magnéticos en el medio interestelar.
TELESCOPIO/INSTRUMENTO/CATÁLOGOS:
- Polarimetry: a powerful diagnostic tool in astronomy, James Hough https://drive.google.com/file/d/1SukxI1hp9dQNgW7-s2Jx2Z9AbXVFFzr7/view?usp=sharing
- Magnetic Fields and Star Formation around H II Regions: The S235 Complex, Devaraj, R.; Clemens, D. P.; Dewangan, L. K.; Luna, A.; Ray, T. P.; Mackey, J. The Astrophysical Journal, Volume 911, Issue 2, id.81, 19 pp, arXiv:2103.02956
- https://inaoep.mx/~astropol/
BIBLIOGRAFÍA:
Clasificación taxonómica de asteroides de la familia Flora.
INVESTIGADOR PRINCIPAL Y GRUPO DE TRABAJO: José Ramón Valdés, José Guichard, Raúl Mújica, Sergio Camacho Enrique Buendía y Guillermo Cerdán.
TELESCOPIO/INSTRUMENTO/CATÁLOGOS: Telescopio 2.1m del OAGH/Espectrógrafo Boller & Chivens.
BIBLIOGRAFÍA: Bus & Binzell (2002), Icarus, 158, 146. Phase II of the Small Main-Belt Asteroid Spectroscopic Survey: A Feature-Based Taxonomy.
Cálculo de Orbitas en Potenciales Galácticos.
INVESTIGADOR PRINCIPAL: Ivanio Puerari.
Las galaxias de disco pueden ser representadas por 3 componentes: una componente esférica central para el bulbo, una componente esférica de mayor masa y tamaño para el halo y una componente muy aplanada para el disco. En estos sistemas, el equilibrio dinámico es encontrado con órbitas casi circulares. Las órbitas casi circulares presentan frecuencias de oscilaciones radiales y verticales que pueden ser calculadas de forma analítica utilizando las derivadas segundas de los potenciales. Así mismo, estas frecuencias pueden ser calculadas utilizando Transformadas de Fourier de las posiciones y/o velocidades de las partículas que resultan del cálculo numérico de las órbitas. En este proyecto, el estudiante deberá escribir un programa para calcular órbitas casi circulares en el potencial galáctico de la Vía Láctea. La Galaxia será representada con su componente central esférica, su halo y su disco. El objetivo principal es que el estudiante entienda el porqué de utilizar funciones para representar la distribución de masa de las galaxias de disco. El estudiante deberá escribir el programa para calcular las ́órbitas de las estrellas suportadas por esta distribución de masa, calcular las frecuencias radiales y verticales de manera analítica y numérica y comparar sus resultados.
SOFTWARE: Fortran y/o Python
BIBLIOGRAFÍA:
SUPERCÓMPUTO
Clasificación Automática de Curvas de Luz de Estrellas Variables Mediante el Uso de Algoritmos de Aprendizaje Automático
INVESTIGADORES PRINCIPALES: Ma Teresa Orozco y Emanuele Bertone.
El estudio de estrellas variables —aquellas que experimentan cambios en su brillo a lo largo del tiempo— es fundamental para diversos campos de la astrofísica, incluyendo la física estelar, la evolución estelar, la cosmología y la búsqueda de exoplanetas. La clasificación de curvas de luz se refiere al proceso de categorizar y etiquetar los distintos tipos de variabilidad observada en las series temporales que muestran cómo cambia el brillo de una estrella a lo largo del tiempo, debido a diversos fenómenos astronómicos como pulsaciones, eclipses binarios o explosiones, entre otros.
El incremento exponencial en la cantidad de datos generados por censos astronómicos de estrellas variables hace que la inspección manual de las curvas de luz resulte poco viable, lo que resalta la importancia de desarrollar algoritmos confiables para su clasificación automática. En este contexto, las redes neuronales —capaces de aprender patrones complejos en grandes volúmenes de datos— se presentan como una herramienta poderosa para abordar esta tarea. En este proyecto trabajaremos con algoritmos de aprendizaje automático, específicamente redes neuronales, para llevar a cabo la clasificación automática de curvas de luz de estrellas variables de manera eficiente. Como primer paso, utilizaremos una base de datos pequeña, compuesta por 100 estrellas variables, de las cuales obtendremos sus curvas de luz mediante el análisis de sus periodos, lo que permitirá caracterizar mejor su comportamiento. Una vez completada esta fase, implementaremos los algoritmos de aprendizaje automático con el objetivo de evaluar el desempeño del modelo y sentar las bases para su aplicación futura en conjuntos de datos más amplios.
BIBLIOGRAFÍA:
INSTRUMENTACION
El Universo en microondas: observación y análisis de imágenes.
INVESTIGADOR PRINCIPAL Y EQUIPO DE TRABAJO: Abraham Luna Castellanos, Alejandro García Pérez y Juan Pedro Narváez Antúnez.
En la época actual las microondas las usamos hasta para cocinar palomitas de maíz, pero reflexionamos poco o nada, en los procesos físicos básicos que están involucrados, y menos aún, no visualizamos que estos mismo procesos físicos están ocurriendo en el medio interestelar. En este proyecto de verano y con una aproximación práctica, es decir midiendo en laboratorio, abordaremos algunos de los procesos físicos fundamentales relacionados con microondas, haremos observaciones con antenas que tú mismo ensamblarás, construiremos y analizaremos imágenes a 12GHz (microondas). Para ello requerimos de tu habilidad y disponibilidad para trabajo práctico (montaje y observaciones), habilidad en programación (análisis de datos y graficado) y gusto por el trabajo colaborativo. Este es el primer acercamiento que tendrás para ir entendiendo cómo funciona un radiotelescopio como el Gran Telescopio Milimétrico (GTM), sus instrumentos y cómo se crean y analizan las imágenes en bandas que el ojo humano no percibe.
BIBLIOGRAFÍA: