Motivación: En este trabajo pretendemos extender los conocimientos actuales sobre el espectro total  de polarización  de nuestro planeta desde el rango visible hasta el infrarrojo cercano. Algunos de los biomarcadores más importantes como el O2  o el vapor de agua absorben parte de la luz que llega a la atmósfera terrestre, por lo que se espera  que la luz  reflejada por nuestro planeta se encuentre polarizada en las longitudes de onda de estas moléculas.   Métodos: Medimos la señal espectro-polarimétrica de la Tierra en el óptico (0.4-0.9 μm) y en el infrarrojo cercano (0.9-2.3 μm) mediante

En una búsqueda de fuentes emisoras de Lyman alfa de alto corrimiento al rojo, hemos encontrado dos fuentes que están situadas a solo 3.19 segundos de arco una de la otra, y presumiblemente al mismo corrimiento al rojo. En este trabajo informamos sobre la confirmación espectroscópica de estas fuentes que están a un z = 5.07. Además una de las galaxias aparece interaccionando con una compañera cercana adicional que se ve distorsionada en las imágenes. Basándonos en la espectroscopía y en datos fotométricos adicionales hemos inferido que gran parte de la masa de estas galaxias fue formada en

Estamos inmersos en la era de los grandes sondeos espectroscópicos de estrellas de tipo OB. El análisis espectroscópico cuantitativo de estos conjuntos de datos modernos nos está permitiendo revisar nuestro conocimiento de las propiedades físicas de las estrellas masivas, no solo determinando de manera más robusta propiedades promedio y tendencias generales, sino también incorporando información sobre los efectos de parámetros de segundo orden. En este artículo hemos investigado la calibración tipo espectral (SpT) -- temperatura efectiva (Teff) en estrellas O enanas y su dependencia con la

Agujeros negros supermasivos con masas de millones a miles de millones de masas solares se encuentran comúnmente en los centros de las galaxias. Los astrónomos buscan observar la formación del chorro utilizando interferometría de radio pero todavía sufren de resolución angular insuficiente. Un método alternativo para resolver estructuras pequeñas es medir la variabilidad del tiempo de su emisión. Aquí informamos sobre las observaciones de rayos gamma de la radiogalaxia IC 310 obtenida con los telescopios MAGIC, que revelan una duplicación de flujo en escalas de tiempo más rápidas que 4.8

Por primera vez se han utilizado modelos evolutivos de estrellas de masa baja e intermedia (1-8 masas solares)auto-consistentes con modelos teóricos de formación de polvo para trazar la evolución de estas estrellasdurante la Rama Asíntotica de las Gigantes (AGB) en los diagramas color-color y magnitud-color del telescopio espacial Spitzer. Estos modelos son los primeros capaces de identificar las principales regiones en los diagramas Spitzer ocupadas por las estrellas AGB en la Gran Nube de Magallanes. La principal secuencia diagonal trazada por las estrellas mas extremas de la Gran Nube de

Hace tres décadas, uno de los primeros telescopios espaciales capacesde captar rayos X en el espacio detectó un tipo de objeto desconocido: brillaba en rayos X más que cualquier estrella, pero mucho menos que otras fuentes identificadas, como los núcleos de galaxias activas. Con no mucha originalidad se bautizó a estos nuevos objetos fuentes X ultraluminosas (ULX). En este trabajo se ha logrado descifrar este misterio y hemos encontrado que lo que hace brillar tanto a la fuente ULX mejor estudiada (ULX P13) no es, como muchos esperaban, uno de los muy buscados agujeros negros de masa