vol. 1 núm. 2e (2022): núm. 2e (2022): número especial: vii congreso de astronomía y astrofísica 2022

En este artículo se presentan los resultados de la construcción e implementación de una secuencia de ense- ñanza aprendizaje sobre las leyes de Kepler, su relación con las leyes de Newton y su respectiva aplicación en la descripción clásica del movimiento de asteroides en el Sistema Solar. También se vincula el proyecto de ciencia ciudadana de búsqueda de asteroides de la colaboración Internacional - IASC con el fin de brindar un contexto en la importancia de la identificación de asteroides en el Sistema Solar. La implementación se realizó con estudiantes del semillero de astronomía de una institución educativa distrital de la ciudad de Bogotá. Se evidencia que las actividades propuestas contribuyeron a una mejor comprensión de las temáticas abordadas en el aula de clase y se identifican algunas de las dificultades que persisten en el grupo y que son insumo para rediseñar la secuencia.

La sonificación es el uso de audio sin voz para transmitir información y puede emplearse para apoyar laastronomía inclusiva, en particular en el desarrollo de iniciativas para acercarse a las maravillas del universoy crear contenidos accesibles para audiencias con discapacidad visual. En este trabajo presentamos el diseñoe implementación de un dispositivo para reproducir de forma sonora el brillo de las estrellas, convirtiendola luz en sonidos audibles. El dispositivo consta de un sensor de luz, un convertidor analógico digital de16 bits y arduino. El sensor se puede instalar en el ocular de un telescopio para adquirir los datos de luz,obteniendo así un sonido como salida, con diferentes frecuencias dependiendo de la magnitud aparente de laestrella observada por el instrumento.

Las observaciones en alta resolución de la fotosfera solar han revelado la existencia de estructuras compuestasde diminutos Puntos Magnéticos Brillantes o MBPs (por sus siglas en inglés). Tales estructuras a pequeñaescala están asociadas con regiones de campo magnético fuerte del orden de kilogauss (kG). Diversasinvestigaciones han estudiado algunas de las propiedades físicas de los MBPs gracias a observaciones de altaresolución que permiten en la actualidad definir detalles y evolución de tales estructuras. El presente estudiohace un análisis de algunos de estos parámetros dinámicos a través del uso de series de tiempo de imágenesde la fotosfera solar adquiridas con el telescopio solar terrestre de alta resolución, HiFI/GREGOR en labanda G (4308 Å) y el telescopio espacial Hinode. Se realiza el seguimiento de los MBPs para determinar susmovimientos propios. Adicionalmente se obtienen curvas de luz que evidencian su variación en intensidad yse analiza cómo es el comportamiento del tamaño y de la trayectoria a lo largo de su tiempo de vida. Losresultados establecen que las medidas de los parámetros dinámicos de los MBPs están influenciadas porel instrumento utilizado, ya que con el cambio de la resolución espacial y temporal se obtienen resultadosdiferentes.

Se estudiaron las oscilaciones locales de las velocidades Doppler en la penumbra de la mancha solarAR12186. Para ello, se alinearon las imágenes usando el método Enhanced Correlation Coefficient (ECC),ECC+Rotación y el método propuesto por Griñón-Marín et al. (2020). Se utilizó la transformada de waveletpara extraer las potencias wavelet. Analizando la distribución de los períodos de oscilación de las potenciasde wavelet de forma local y global, no se identificó un periodo dominante en dichas potencias. También, seobtuvo una atenuación en las potencias Doppler del 22,1% y 41,6% respecto a las potencias obtenidas através del método ECC+Rotación para las potencias encontradas usando el método ECC y el método deGriñón-Marín et al. (2020). Además, no se encontró una correlación entre las potencias correspondientes alas velocidades Doppler y magnitud del campo magnético en la línea de la visión para los tres métodos dealineación.

El método de tránsito es un método efectivo para identificar planetas extrasolares, que se basa en la disminución poco profunda que provoca un planeta en el brillo aparente de su estrella anfitriona. Sin embargo, los eventos de tránsito están muy cerca del límite de la sensibilidad de detección de los telescopios y se necesitan al menos tres (3) eventos de tránsito producidos por el mismo planeta para confirmar el descubrimiento de éste, lo que hace que se requieran observaciones por tiempos prolongados de una estrella para detectar planetas extrasolares que puedan estar orbitandola, lo que resulta en grandes cantidades de datos que deben ser analizados. En este trabajo se desarrolló una nueva tuberia de software (pipeline) para la detección autónoma de rastros de tránsitos planetarios analizando características extraídas de curvas de luz estelares utilizando un clasificador de lógica difusa, evadiendo la tarea de buscar tránsitos en cada sección de las curvas de luz. Para el desarrollo de esta tuberia de software se implementó la metodologia llamada: Knowledge Discovery in Databases (KDD) la cual presenta una forma de extraer conocimiento de grandes conjuntos de datos.

Este trabajo se enmarca en las aplicaciones de las redes neuronales en el estudio y modelamiento delos fenómenos presentes en la fotósfera solar. La investigación propuesta se basa en el modelo de redesadversarias generativas haciendo uso de las módulos de inteligencia artificial de Pytorch. Se busca entrenaruna red neuronal capaz de generar grupos de imágenes de una alta similitud con imágenes de entrenamiento,dichas imágenes corresponden a magnitudes físicas de la fotósfera solar tales como densidad, campomagnético, velocidad del plasma, temperatura, entre otras, obtenidas del código de simulación MURaM,aunque la red neuronal puede entrenarse para generar imágenes de cualquier magnitud física. El trabajo seenfoca en la generación de imágenes de campo magnético en la fotósfera solar. Se presentan los resultadosde entrenamiento de la red neuronal, la comparativa entre las imágenes de entrenamiento y las imágenesgeneradas, y se proponen los retos para usar estas herramientas en el estudio de la fotósfera solar.

En este trabajo presentamos dos métricas independientes para computar el valor del parámetro de Hubblehoy Ho. Primero, implementamos la mediana estadística, un método robusto que no se ve afectado pordatos fuera de la distribución ni variaciones en los datos. Bajo unas pocas suposiciones y un conjuntosuficientemente grande de datos de Ho, construido de diferentes métodos observacionales por más de 90 años,este esquema no paramétrico predice un valor de 68.0 ± 4.5 km/s/Mpc para Ho. Sometemos nuestro catálogoa un segundo test: la minimización de la función χ2. Comparamos las predicciones del modelo ΛCDM (y lacosmología de la colaboración Planck 2018) con una parametrización efectiva del modelo de energía oscuratemprana presentada en García et al. 2021. El mejor ajuste con este método es de 68.5 ± 0.1 y 66.1 ± 0.1km/s/Mpc, para ΛCDM y el modelo de energía oscura temprana, respectivamente. Resaltamos que métodosestadísticos robustos como la mediana estadística tienen el potencial de resolver la actual tensión de Hubble(así como otras inconsistencias entre conjuntos de datos astronómicos excluyentes entre ellos). En particular,este método no descansa en un modelo cosmológico, por tanto da una predicción limpia (y no sesgada) de latasa de expansión del Universo hoy. Finalmente, nuestros resultados son consistentes con las medicionespara el parámetro de Hubble del Universo temprano, más que las predichas con mediciones locales, condos aproximaciones estadísticas que parten de suposiciones completamente diferentes (paramétrico vs. noparamétrico) y un catálogo de 574 valores de Ho tomados de la literatura

En este trabajo se estudia el colapso adiabático de una esfera autogravitante mediante una simulacióncomputacional realizada con Gadget-2. Este paquete tiene un arquetipo de simulación para el colapsohomólogo de una esfera unidad, la cual se representa mediante una serie de cascarones esféricosconcéntricos, en donde se distribuyen las partículas de manera equidistante para representar una densidadρ ~ r2. Se ha creado otro método basado en considerar la esfera unidad constituida por pequeñas esferasen su interior. El problema se reduce a empaquetar las esferas pequeñas de la mejor manera posible.Este problema ha sido resuelto en física estado sólido. Para la simetría esférica el máximo factor deempaquetamiento lo da una estructura de Bravais tipo FCC. En este trabajo se demuestra que el arquetipo deGadget es equivalente a una estructura CS que tiene un factor de empaquetamiento menor. En consecuencia,la mejor manera de representar una esfera de gas computacionalmente es mediante una distribución FCC.