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Se presenta una serie de simulaciones de N-cuerpos destinadas a estudiar la dinámica de grupos pequeños de galaxias. En particular, se comparan los resultados obtenidos con las propiedades dinámicas de los grupos de Hickson. Se consideran condiciones iniciales partiendo de una ‘expansión máxima ’ y de equilibrio virial, y no se considera un halo oscuro común primigenio. Se encuentra muy buena concordancia con las propiedades de grupos pequeños de galaxias, y las propiedades de los grupos compactos de Hickson son reproducidas adecuadamente por aquellos sistemas que se encuentran en un estado avanzado de un colapso gravitacional. No se encuentra un problema de ‘sobre-fusión ’ de las galaxias. Para grupos que comienzan en virial, se encuentra que una fracción importante ( ∼ 40%) pueden durar por ∼ 10 Gyr sin colapsarse completamente. Los resultados encontrados proporcionan otra solución alternativa al problema de sobre-fusión para los grupos de Hickson. Asimismo, se encuentra que la razón masa-luminosidad de los grupos de Hickson podría ser similar a la de cúmulos de galaxias, sugiriendo que ambos tienen aproximadamente la misma fracción de materia bariónica a masa total.

Se usa una estrecha correlación entre 3 propiedades de la emisión γ de los Estallidos de Rayos Gamma (ERGs) con corrimiento al rojo z conocido (Firmani et al. 2006a) para constreñir parámetros cosmológicos (PCs) en el diagrama de Hubble (DH) con una muestra de 19 ERGs en el amplio rango de z = 0.17 − 4.5. El problema de la circularidad se resuelve con un enfoque bayesiano. Encontramos que la cosmología de concordancia ΛCDM es consistente con los datos de los ERGs a nivel de varias pruebas. Si suponemos el modelo Λ, entonces Ωm=0.31 +0.09 −0.08 y (1σ); el caso plano está dentro del 1σ. Suponiendo planitud, obtenemos Ωm=0.29 +0.08 −0.06, y fijando Ωm=0.28 obtenemos la ecuación de estado de la energía oscura w = −1.07 +0.25 −0.38, estando el caso ΛCDM (w = −1) dentro del 1σ. Dado el bajo número de ERGs útiles no se puede aún constreñir bien la evolución de w = w(z), pero encontramos que el caso w(z) = −1 (ΛCDM) es consistente al

Presentamos observaciones de alta resolución angular y alta sensitividad, hechas con el Very Large Array a 3.6 cm, de la estrella Ae de Herbig AB Aur. Esta estrella es de interés porque su disco circunestelar muestra características que se han atribuido a la presencia de una compañera de baja masa o de un planeta gaseoso gigante, aún sin detectar. Nuestra imagen confirma la emisión de continuo que se sabe existe en asociación con la estrella, y detecta a una débil protuberancia que se extiende aproximadamente 0. ′ ′ 3 al SE de la estrella. Consideraciones teóricas y resultados observacionales previos son consistentes con la presencia de una compañera de AB Aur con la separación y ángulo de posición derivados de nuestros datos de radio. También determinamos los movimientos propios de AB Aur comparando nuestras nuevas observaciones con datos tomados 17 años atrás, y encontramos valores consistentes con los determinados por Hipparcos. We present high angular resolution, high-sensitivity Very Large Array observations at 3.6 cm of the Herbig Ae star AB Aur. This star is of interest since its circumstellar disk exhibits characteristics that have been attributed to the presence of an undetected low mass companion or giant gas planet. Our image confirms the continuum emission known to exist in association with the star, and detects a faint protuberance that extends about 0. ′ ′ 3 to its SE. Previous theoretical considerations and observational results are consistent with the presence of a companion to AB Aur with the separation and position angle derived from our radio data. We also determine the proper motion of AB Aur by comparing our new observations with data taken about 17 years ago and find values consistent with those found by

Consideramos un sistema the flujos eyectados por estrellas de baja masa sumergidas en las puntas de las “trompas de elefante”. Suponemos que estos flujos tienen ejes que son intrínsecamente perpendiculares a los ejes de las trompas de elefante. Entonces, derivamos la función de distribución esperada para el ángulo entre las proyecciones sobre el plano del cielo de los ejes del flujo y de la trompa de elefante. Estas funciones de distribución son útiles para interpretar los alineamientos (o falta de alineamientos) observados entre los ejes de flujos HH y trompas de elefante en regiones fotoionizadas. We consider a system of outflows ejected from low mass young stars embedded in the tips of elephant trunks. We assume that these outflows have axes which are intrinsically perpendicular to the axes of the host elephant trunks. We then derive the distribution function expected for the angle between the projections of the outflow and elephant trunk axes on the plane of the sky. These distribution functions are useful for interpreting the alignments (or lack thereof) observed between HH outflow and elephant trunk axes in photoionized regions.

Comparamos las magnitudes absolutas en la banda K de las galaxias más brillantes en cúmulos de Bautz-Morgan tipo I con las de las galaxias brillantes de grupos fósiles. Demostramos que las galaxias más brillantes en grupos fósiles son, en promedio, más débiles que sus contrapartes en los cúmulos. Además, mostramos que la luminosidad de la galaxia más brillante depende de la riqueza del cúmulo. Concluimos que los precursores de grupos fósiles fueron en promedio cúmulos pobres. We compare the absolute magnitudes in the K-band of the brightest galaxies in clusters of Bautz-Morgan type I with those of the fossil group brightest galaxies. It is found that the brightest galaxies in fossil groups are on average fainter than the brightest galaxies in clusters. It is also shown that the brightness of the brightest galaxy depends on the cluster richness. It is concluded that the precursors of fossil groups were on average poor clusters.

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