Proyectos:

 

COSMOLOGÍA

 

Búsqueda de proto-cúmulos de galaxias en el Universo temprano

INVESTIGADOR PRINCIPAL Y GRUPO DE TRABAJO: Alfredo Montaña, Marianela Quirós y el grupo de Cosmología Milimétrica

Las fuentes rojas de Herschel son galaxias lejanas, muy luminosas en el infrarrojo y con altas tasas de formación estelar. Sin embargo, observaciones de alta resolución angular con interferómetros han identificado que algunas de las fuentes de Herschel no son una, sino sistemas de múltiples galaxias. Adicionalmente, el GTM y otros telescopios han encontrado excesos de galaxias alrededor de algunas de estas fuentes rojas de Herschel, sugiriendo que podrían estar asociados a cúmulos de galaxias en formación (proto-cúmulos). Existen pocos casos confirmados de estos proto-cúmulos, sobre todo a distancias lejanas (i.e. etapas tempranas del Universo), y son pieza clave para entender mejor la formación de estructuras a gran escala del Universo y la formación y evolución de galaxias masivas. En este proyecto utilizaremos el software CARTA para analizar cubos de datos, obtenidos con el interferómetro ALMA, de fuentes rojas de Herschel asociadas con sistemas de múltiples galaxias para caracterizar e intentar entender la naturaleza de estas sobre-densidades.

Telescopio/Instrumento/Catálogos: ALMA/GTM

BIBLIOGRAFÍA:

 

Explorando la abundancia química de las primeras galaxias con el telescopio espacial James Webb

Supervisor: F. Fabián Rosales-Ortega

En este proyecto, exploraremos la composición química de las primeras galaxias del universo, un aspecto fundamental para comprender su formación y evolución. Con los datos más recientes del telescopio espacial James Webb, los estudiantes participarán en la recopilación y análisis de líneas de emisión de gas en regiones de formación estelar. Estas observaciones nos permitirán estimar la composición química del gas y, en casos específicos, determinar su temperatura y densidad. Mediante diagramas de diagnóstico, identificaremos los procesos físicos que dieron forma a estas galaxias primordiales. Los resultados contribuirán significativamente a desvelar cómo se formaron y evolucionaron las primeras galaxias, proporcionando una visión invaluable de los primeros momentos del universo.

BIBLIOGRAFÍA:

 

Desafiando el modelo cosmológico estándar usando galaxias HII con el JWST

Supervisor: Ana Luisa Gonzalez-Moran

El Telescopio Espacial James Webb (JWST) ha descubierto una sorprendente población de galaxias brillantes en el Universo temprano que es difícil de explicar con los modelos convencionales de formación de galaxias y cuyas propiedades físicas aún no se comprenden completamente. En este proyecto, los estudiantes aprenderán acerca de la investigación sobre galaxias HII que actualmente se está desarrollando con el JWST. Las galaxias HII son brotes de formación estelar que se caracterizan por ser muy jóvenes, con un espectro que muestra intensas líneas de emisión. A lo largo del proyecto, aprenderán a descargar y visualizar espectros e imágenes tomadas por el JWST de galaxias con intensa formación estelar en el límite de corrimiento al rojo que la capacidad instrumental existente a nivel mundial puede alcanzar. El análisis espectroscópico y fotométrico de estos objetos permitirá saber si las relaciones que se satisfacen para estos objetos a bajos e intermedios corrimientos al rojo siguen siendo válidas hasta la época de la reionización. Esto ayudará a restringir parámetros cosmológicos y saber si el parámetro de la ecuación de estado de la energía oscura presenta una evolución a lo largo del tiempo.

 

Estudio de la eficiencia de formación estelar en el Universo temprano

INVESTIGADOR PRINCIPAL Y GRUPO DE TRABAJO: A. Montaña, A. Nava Moreno, M. Quirós y el grupo de Cosmología Milimétrica.

La fracción de gas molecular que se convierte en estrellas, también llamada la eficiencia de formación estelar, es un importante parámetro en el estudio de la formación y evolución de galaxias. Este proyecto pretende estudiar la eficiencia de formación en galaxias lejanas. La distancia de estos objetos es tal, que su luz ha viajado por más del ~75% de la edad del Universo hasta llegar a nosotros, o en otras palabras, los fotones que detectamos fueron emitidos cuando el Universo tenía menos del ~25% de su edad actual. Esto nos abre una ventana única para estudiar las etapas más tempranas del Universo. Para lograr nuestro objetivo, analizaremos observaciones obtenidas con el GTM y ALMA de galaxias sub-milimétricas brillantes detectadas por el telescopio espacial Herschel, y seleccionadas por ser candidatas a estar a grandes distancias.

TELESCOPIO/INSTRUMENTO/CATÁLOGOS: GTM-RSR/AzTEC, ALMA, Herschel.

BIBLIOGRAFÍA: Zavala, et al. 2018, Nature Astronomy, Volume 2, p. 56-62 (https://arxiv.org/pdf/1707.09022).

 

 

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:

  1. 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
  2. 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
  3. 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.
  4. 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

 

 

Estudio de la variabilidad ultravioleta en estrellas pulsantes.

INVESTIGADOR PRINCIPAL: Emanuele Bertone

Las estrellas pulsantes son estrellas que presentan variaciones periódicas de su brillo, causadas por diferentes mecanismos físicos en su interior. La variabilidad se presenta en un intervalo amplio de longitud de onda, aunque estos objetos están estudiados principalmente en el rango óptico. El objetivo de este proyecto es determinar (1) la amplitud de la variación del brillo en el cercano ultravioleta espacial (NUV) y (2) la (posible) variación de fase entre el NUV y el óptico de una muestra de estrellas pulsantes seleccionadas de la base de datos Multivisit-GALEX-CAUSE-Kepler (MGCK). Este catálogo se ha construido desde las observaciones del telescopio espacial ultravioleta GALEX del campo de visión del satélite Kepler (telescopio espacial dedicado a la búsqueda de planetas extrasolares) y comprende las curvas de luz de casi 400,000 objetos, entre los cuales hay muchas estrellas pulsantes. Comparando las curvas de luz ultravioleta de MGCK y las curvas de luz en el visible de Kepler, se pueden determinar los dos parámetros, objetivos del proyecto, que son importantes para la determinación de los modos de oscilación de las estrellas. El primer grupo de objetos que se analizará está formado por las estrellas de tipo RR Lyrae. El trabajo se puede extender a otros tipos de estrellas, como las Delta Scuti y Gamma Doradus. Para realizar el proyecto se deberá: 1- extraer los datos de las bases de datos MGCK y Kepler; 2- determinar el periodo de pulsación de las estrellas, utilizando software especializado (e.g. Period04, Vartools, ...) o buscando en la literatura; 3- construir el diagrama de fase en el visible y en el UV de cada objeto; 4- utilizar (o escribir) un algoritmo para determinar la amplitud de pulsación en el UV y el desfase entre los periodos UV y óptico. Es entonces necesario que el estudiante sepa programar en algun lenguaje de programación y tenga una computadora disponible para ejecutar esos programas.

 

Búsqueda de estrellas con variabilidad extrema en el UV.

INVESTIGADOR PRINCIPAL: Emanuele Bertone

Una gran fracción de las estrellas tienen una emisión variable en el tiempo. Las causas de la variabilidad son múltiples: por ejemplo, pulsaciones, tránsitos, actividad magnética, acreción, por indicar solo algunas. Generalmente, esta variabilidad es más elevada en el intervalo ultravioleta (UV) que en el visible, ya que en muchas estrellas el UV se encuentra en la región de Wien del cuerpo negro. El objetivo del proyecto es buscar las estrellas que tienen una variabilidad muy elevada en un catálogo de curva de luz UV denominado Multivisit-GALEX-CAUSE-Kepler (MGCK). Este catálogo se ha construido desde las observaciones del telescopio espacial ultravioleta GALEX del campo de visión del satélite Kepler (telescopio espacial dedicado a la búsqueda de planetas extrasolares) y comprende las curvas de luz de casi 400,000 objetos. Para llevar a cabo el proyecto, los pasos a seguir son los siguientes: 1) leer la curva de luz UV; 2) calcular varios indicadores de variabilidad oportunamente seleccionados; 3) identificar la muestra de estrellas con variabilidad elevada; 4) intentar determinar la naturaleza de la variabilidad.

 

La composición química de nebulosas planetarias.

INVESTIGADOR PRINCIPAL: Mónica Rodríguez

Las nebulosas planetarias se producen cuando las estrellas de masa baja e intermedia eyectan e ionizan sus capas más externas al final de sus vidas. Los espectros emitidos por estas nebulosas contienen líneas de emisión debidas a iones de distintos elementos químicos. El análisis de estas líneas nos proporciona información sobre las condiciones físicas de las nebulosas (su densidad y temperatura electrónica) y sobre su composición química. En este proyecto usaremos algunos de los mejores espectros disponibles para determinar las características del gas en nebulosas planetarias.

Bibliografía:

  • The impact of spectra quality on nebular abundances, Rodríguez, M. 2020, MNRAS, 495, 1016, 10.1093/mnras/staa1286
  • The impact of atomic data selection on nebular abundance determinations, Juan de Dios, L. & Rodríguez, M. 2017, MNRAS, 469, 1036, 10.1093/mnras/stx916
  • Astrophysics of gaseous nebulae and active galactic nuclei, Osterbrock, D. E. & Ferland, G. J. 2006. Sausalito, CA: University Science Books

 

Análisis de Líneas Espectrales Afectadas por Procesos Alfa

INVESTIGADOR PRINCIPAL: Lino Rodríguez-Merino.

Generalmente, las estrellas se forman en grupos, que son conocidos como poblaciones estelares. Las condiciones físicas en las regiones de formación, como es de esperarse, varían de un lugar a otro. En particular, por razones que aún no conocemos, la abundancia de elementos alfa puede variar. La determinación de la abundancia de elementos alfa en una población estelar es importante para poder entender mejor su formación.

Mediante el uso de una biblioteca de espectros de poblaciones estelares calculados a alta resolución se construiran diagramas que muestren el comportamiento de ciertas líneas espectrales en función de la edad y de la metalicidad. Las líneas elegidas son afectadas por la abundancia de elementos alfa. Los resultados serán útiles para construir indicadores que sirvan para identificar poblaciones estelares que se formaron bajo condiciones donde hubo un exceso o carencia de elementos alfa.

 

 

 

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.

BIBLIOGRAFÍA:

  1. Polarimetry: a powerful diagnostic tool in astronomy, James Hough https://drive.google.com/file/d/1SukxI1hp9dQNgW7-s2Jx2Z9AbXVFFzr7/view?usp=sharing
  2. 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
  3. https://inaoep.mx/~astropol/

 

 

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:

  1. https://inaoep.mx/~aluna/Antenas.pdf
  2. https://inaoep.mx/~aluna/Reporte_tecnico_manual_RTD2_2013.pdf