Sismicidad atribuída a la fragmentación de cuerpos cósmicos en la atmósfera terrestre.

Lic. Miguel Angel Chávez Bernal

Adscripción: Instituto de Geofísica, UNAM.
Fecha: Viernes 06 de abril de 2018.
Lugar: Auditorio Ricardo Monges López, Instituto de Geofísica.
Hora: 12:00 hrs.

RESUMEN
Cuando asteroides o cometas de más de un par de metros entran a la atmósfera terrestre, suelen fragmentarse súbitamente. Cuando esto ocurre se produce una onda de choque que al interaccionar con la superficie produce pequeños sismos. En este seminario se hablará sobre las diferencias entre los registros sísmicos debidos a los movimientos de la corteza terrestre y los inducidos por la interacción de la supercie con las ondas producto de la fragmentación de cuerpos extraterrestres. Se mostratá la aplicación del estudio de estos dos tipos de sismogramas en registros sismicos posiblemente asociados a tres eventos meteoríticos.

Correcciones atmosféricas del flujo de rayos cósmicos detectado por el Telescopio de Neutrones Solares en Sierra Negra.

M. en C. Marco Barrantes Salazar

Adscripción: Instituto de Geofísica, UNAM.
Fecha: Viernes 09 de marzo de 2018.
Lugar: Auditorio Ricardo Monges López, Instituto de Geofísica.
Hora: 12:00 hrs.

RESUMEN
Se determinó la influencia de los parámetros atmosféricos para la valoración de los coeficientes de correccion sobre las tasas de conteo del flujo de rayos cosmicos en la cima del volcan Sierra Negra, Pue. Se analizaron varios eventos tipo Forbush con el fin de calcular los límites de confiabilidad del Telescopio de Neutrones Solares en Sierra Negra (TNS-SN) para el análsis de dichos eventos.

Partículas neutras del Sol: claves para desentrañar la aceleración en regiones activas.

Dr. José Francisco Valdés Galicia

Adscripción: Instituto de Geofísica, UNAM.
Fecha: Viernes 23 de febrero de 2018.
Lugar: Auditorio Ricardo Monges López, Instituto de Geofísica.
Hora: 12:00 hrs.

RESUMEN
La Red Mundial de Telescopios de Neutrones Solares (TNS) consta de siete TNS instalados en alta montaña. Un TNS funciona desde 2004 en la cima del Volcán Sierra Negra en Puebla, a 4600m s.n.m. El 8 de julio de 2014 ocurrió una ráfaga solar de magnitud M6.5, localizada en N12 E56 del Sol. Dos TNS: Sierra Negra y Chacaltaya, Bolivia (5200m s.n.m.), registraron cada uno dos pulsos de neutrones asociados a la ráfaga, separados 30 min aprox. Los incrementos fueron también observados por la Estación Espacial Internacional. Se analizarán los datos de neutrones en combinación con imágenes UV (17.1nm y 30.4nm) del Sol. La conclusión inescapable es que los dos incrementos fueron producto de mecanismos distintos de aceleración: uno debido a reconexión magnética, el otro al frente de choque de una Eyección de Masa Coronal. Esta es la primera vez que se reporta evidencia fehaciente de dos mecanismos distintos de aceleración producto de la actividad solar. El 7 de marzo de 2011; el TNS en Sierra Negra observó incrementos en tasas de conteo con alta significancia estadística, al mismo tiempo que el detector SEDA-FIB de la Estación Espacial y el Satélite FERMI-LAT observaron flujos de rayos gamma. El 25 de septiembre del mismo año el TNS que opera en Yanbajing en Tibet observó señales similares a las de Sierra Negra en marzo. Una posible explicación de éstos eventos es que el TNS fue capaz de detectar el flujo de rayos gamma visto por los satélites. Esta sería la primera observación de rayos gamma solares en la superficie de la Tierra.

El Espectro de Energía de los Rayos Cósmicos Anómalos.

Dr. Óscar Morales Olivares

Adscripción: Instituto de Geofísica, UNAM.
Fecha: Viernes 09 de febrero de 2018.
Lugar: Auditorio Ricardo Monges López, Instituto de Geofísica.
Hora: 12:00 hrs.

RESUMEN
Los rayos cósmicos anómalos fueron descubiertos en 1973 y se observaron como sobre-abundancias de los rayos cósmicos galácticos He y O. Posteriormente se observaron también en otras especies como el H, N y Ne. El modelo estándar de modulación establece que estas partículas tienen su origen en los átomos neutros que penetran en la Heliosfera y que son ionizados al acercarse al Sol. Una vez ionizados son asimilados por el Viento Solar y transportados hasta el Choque Terminal, donde son acelerados vía un proceso de aceleración de Fermi difusivo a energías comparables a los de los rayos cósmicos. Aunque han pasado más de cuarenta años desde su descubrimiento, aún hay aspectos poco entendidos sobre el origen, el proceso de aceleración y el sitio de aceleración de estas partículas. En este trabajo abordamos el aspecto concerniente al corrimiento en el máximo de intensidad del espectro de energía de los rayos cósmicos anómalos durante mínimos solares consecutivos. El estudio se basa en la resolución numérica de la ecuación de trasporte de los rayos cósmicos. Encontramos que, para poder explicar las observaciones, es necesario que los coeficientes de difusión varíen considerablemente de un mínimo solar a otro.

Bosones de Higgs como materia obscura en extensiones del Modelo Estándar.

Dra. Myriam Mondragón

Adscripción: Instituto de Física, UNAM.
Fecha: Miércoles 22 de noviembre de 2017.
Lugar: Auditorio Ricardo Monges López, Instituto de Geofísica.
Hora: 12:00 hrs.

RESUMEN
Existen varias extensiones del Modelo Estándar de partículas elementales con sectores extendidos de Higgs, donde éstos pueden ser candidatos a materia obscura. Presentamos un modelo con estas características, donde uno de los campos de Higgs es inerte y respeta una simetría discreta, lo cual provee con un buen candidato a materia obscura. Este modelo tiene la posibilidad de dar la abundacia correcta de densidad reliquia, además de dar señales experimentales distintivas.

Sistema de Predicción de Arribos de Tormentas Solares.

Dr. Pedro Corona Romero

Adscripción: Cátedra CONACyT. LANCE/SCiESMEX, IG-UM.
Fecha: Miércoles 08 de noviembre de 2017.
Lugar: Auditorio Ricardo Monges López, Instituto de Geofísica.
Hora: 12:00 hrs.

RESUMEN
El Sistema de Predicción de Arribos de Tormentas Solares (SPARTOS) es una de las herramientas experimentales del Laboratorio Nacional de Clima Espacial (IGEOF-UNAM). El objetivo de SPARTOS es brindar predicciones tempranas de la llegada de eyecciones de masa coronal (EMCs) y ondas de choque al ambiente terrestre. SPARTOS se basa en el modelo Pistón-Choque que describe simultanemante las trayectorias de las EMCs y ondas de choque. En la actualidad, SPARTOS proporciona la velocidad, la hora y fecha de llegada (a la Tierra) de EMCs potencialmente peligrosas, unas horas después de su detección. En el corto plazo, SPARTOS brindará también pronósticos para la llegada de la onda de choque. Los análisis de SPARTOS son públicos y están disponibles en: "SCIESMEX>productos>experimentales".

Eventos de clima espacial registrados en el Laboratorio Nacional de Clima Espacial (LANCE) con el radiotelescopio MEXART.

Dr. Julio César Mejía Ambriz

Adscripción: Cátedra CONACyT. LANCE/SCiESMEX, IG-UM.
Fecha: Miércoles 27 de septiembre de 2017.
Lugar: Auditorio Ricardo Monges López, Instituto de Geofísica.
Hora: 12:00 hrs.

RESUMEN
El MEXART es un instrumento con que cuenta el Laboratorio Nacional de Clima Espacial (LANCE) para la percepción remota del viento solar mediante centelleo interplanetario a 140 MHz. El instrumento es además capaz de captar eventos importantes de clima espacial como eyecciones de masa coronal, fulguraciones, regiones activas y perturbaciones ionosféricas. En este trabajo se muestran algunos ejemplos de tales eventos registrados con el MEXART y se discute su caraterización a 140 MHz.

REGISTROS DEL EVENTO CARRINGTON EN MÉXICO. LA GRAN AURORA BOREAL DE 1859

Dr. Juan Américo González Esparza.

Adscripción: Instituto de Geofísica-UM, UNAM
Fecha: Martes 12 de septiembre de 2017.
Lugar: Auditorio Ricardo Monges López, Instituto de Geofísica.
Hora: 12:30 hrs.

RESUMEN
La primera y la mayor tormenta solar de la cual se tiene registro es el evento del 1 de septiembre de 1859 reportado por los astrónomos ingleses Richard C. Carrington y Richard Hodgson. Este evento produjo las auroras boreales mas intensas que se han observado en la historia reciente. Hasta la fecha se desconocía que la aurora roja también fue reportada en México, país que transitaba en ese momento por la guerra de reforma. Este trabajo reseña el evento Carrington, las condiciones de la ciencia en el país a mediados del siglo XIX y los reportes de la aurora boreal. Se destacan las observaciones de Joaquín Vázquez de León y sus alumnos de astronomía de la Escuela de Minas. Este último hecho histórico vincula de alguna manera a la Escuela Nacional de Minas y la fundación de la Universidad Nacional con las investigaciones en clima espacial que desarrolla la UNAM en la actualidad.

Desarrollo de un espectrómetro digital y simulaciones numéricas para estudio de eventos transitorios rápidos del Sol

M. en C. Gilberto Casillas Pérez.

Adscripción: Instituto de Geofísica, UNAM
Fecha: Miércoles 30 de agosto de 2017.
Lugar: Auditorio Ricardo Monges López, Instituto de Geofísica.
Hora: 14:00 hrs.

RESUMEN
El estudio de eventos transitorios rápidos del Sol en la banda de radio es importante para entender los procesos físicos que ocurren en la corona solar y su posible relación con otros fenómenos donde se liberan grandes cantidades de energía. Estos eventos se pueden estudiar analizando datos de observaciones del Sol, o bien utilizando simulaciones numéricas. Para las observaciones del Sol se requiere del uso de antenas e instrumentación apropiada para poder detectar este tipo de eventos, mientras que en la parte de las simulaciones se requiere de un código que permita describir la evolución de la distribución de partículas y de las ondas que se generan debido a inestabilidades durante estos eventos. En este trabajo se reportan los avances que se tienen tanto en la construcción de un espectrómetro de alta resolución temporal y espectral, así como en el desarrollo de un código numérico para estudiar la evolución de un pulso de un haz de electrones inyectado en el tope de un bucle magnético de la corona solar. Ambos con la finalidad de ser utilizados para el estudio de eventos transitorios rápidos en el Sol.

Análisis de estabilidad de las partículas neutras detectadas por el Telescopio de Neutrones Solares en Sierra Negra

Mat. Griselda Barón Martínez.

Adscripción: Facultad de Ciencias, UNAM
Fecha: Miércoles 15 de febrero de 2017
Lugar: Auditorio Ricardo Monges López, Instituto de Geofísica.
Hora: 11:00 hrs.

RESUMEN
El Telescopio de Neutrones Solares (TNS) instalado en la cima del volcán Sierra Negra, Puebla, a 4580 m s.n.m. está operando desde 2004. El TNS cuenta con cuatro canales de deposición de energía de partículas incidentes. Además de medir el fondo de rayos cósmicos galácticos, el TNS tiene la capacidad de detectar el flujo de neutrones solares, su energía y dirección de arribo. En este trabajo, se presenta un análisis detallado de estabilidad estadística para los datos de los cuatro canales que registran a las partículas neutras con base en códigos desarrollados en R. Se utiliza una base de datos de 11 años (2004-2015), con razón de conteo de 10 segundos. El análisis muestra las variaciones en los registros de partículas neutras que se han presentadon para conocer la calidad de los datos detectados y las distintas influencias en la señal. Se muestran los datos totales registrados por el detector y como han variado a lo largo del tiempo, para asegurar que se está trabajando con datos confiables para realizar los estudios de física solar y poder conocer y diferenciar las afectaciones de los fenómenos puramente eléctrico-electrónicos y/o de otra índole.

Análisis termodinámico de discos relativistas

Dr. CÉSAR S. LÓPEZ MONSALVO

Adscripción: Instituto de Ciencias Nucleares, UNAM
Fecha: 08 de agosto del 2013
Lugar: Auditorio Ricardo Monges López, Instituto de Geofísica
Hora: 12:30 hrs.

RESUMEN
En esta charla presentaré un formalismo variacional para describir la termodinámica de manera covariante. Exhibiré que el análisis puede ser extendido para incluir procesos disipativos en relatividad general y finalmente ilustraré el método general mediante una solución exacta para describir discos delgados que puede ser aplicada al estudio de galaxias.

Supertelescopio Centellador de Rayos Cósmicos en Sierra Negra

Dr. JOSÉ FRANCISCO VALDÉS GALICIA

Adscripción: Instituto de Geofísica, UNAM
Fecha: 15 de agosto del 2013
Lugar: Auditorio Ricardo Monges López, Instituto de Geofísica
Hora: 12:30 hrs.

RESUMEN
Teniendo como base la exitosa experiencia en la operación, desde 2003, de un Telescopio de Neutrones Solares en Sierra Negra, el grupo de rayos cósmicos del IGEF-UNAM ha conseguido la donación de un Supertelescopio Centellador de Rayos Cósmicos (STCRC), que ha sido ya instalado en el mismo sitio a 4600 m s.n.m. El STCRC está integrado por 14848 barras de plástico centellador de 2.6 x 1.3 x 300 cm que han sido arregladas en 64 placas X-Y, las cuales forman en conjunto un detector de 3x3x2m.m. La señales de las barras centelladoras se captan con fibras ópticas que depositan la información en fotomultiplicadores multi ánodo (MAPMTs) de 64 canales. La operación de un prototipo del STCRC entre 2010 y 2012 en Sierra Negra demuestra que la técnica de detección es viable en el sitio y apunta a la posible diferenciación de las distintas especies de partículas secundarias que componen los chubascos de rayos cósmicos, pues podrán seguirse las trazas de ellas con precisión y alta sensitividad; así, este nuevo y versátil detector, único en el mundo en su tipo, tendrá diversos modos de operación como: telescopio de muones, telescopio de neutrones solares, detector multivariado de chubascos de baja energía y otros. Se presentarán resultados preliminares de la operación inicial del STCRC.

Estudio de propagación 3D de transientes de pequeña escala en la corona

M. en C. CYNTHIA LÓPEZ PORTELLA

Adscripción: Instituto de Geofísica, UNAM
Fecha: 22 de agosto del 2013
Lugar: Auditorio Ricardo Monges López, Instituto de Geofísica
Hora: 12:30 hrs.

RESUMEN
El mecanismo físico responsable del origen de la corona baja así como del subsecuente desarrollo de transientes de pequeña escala en luz blanca, conocidos como blobs, es relevante para el mecanismo de aceleración y formación del viento solar lento (Sheeley et al., 1997). Debido a que estos eventos bajos en brillo han sido considerados como los únicos trazadores en el visible del viento solar lento, nos hemos dado a la tarea de realizar un estudio estadístico de caracterización cinemática de dichas estructuras, el cual proveerá el entendimiento del origen y aceleración del viento solar lento. Tomando ventaja de las diferentes observaciones de los coronógrafos de SECCHI y de LASCO a bordo de las misiones de STEREO y de SOHO, respectivamente, tenemos una buena estimación de las trayectorias de los blobs en el espacio 3D, obteniendo así un análisis detallado de los parámetros cinemáticos de propagación sin proyección. Para realizar el análisis de propagación 3D de alrededor de 100 estructuras tipo blob, durante los años 2007 a 2010 (i.e. periodo que comprende el mínimo y la fase ascendente del ciclo solar 24), hemos utilizado los datos de los coronógrafos C2 y C3 de LASCO/SOHO y COR 1 y COR 2 de SECCHI/STEREO. La selección de los eventos de pequeña escala fue facilitada por la escasa presencia de eyecciones de masa coronal durante el periodo de observación y restringida sobre el disco solar de ± 30° respecto al ecuador solar; esta restricción latitudinal es debido al trabajo de Wang et al. (1998), en donde se propone que los blobs son liberados de la cima de los cascos coronales, los cuales se ubican principalmente durante épocas de mínima actividad en el ciclo de 11 años, a latitudes ecuatoriales. En este trabajo reportamos el método seleccionado para determinar las trayectorias 3D de los blobs y exploramos sobre su significado en el entendimiento del mecanismo físico detrás de la generación y propagación del viento solar lento.

La interacción del viento solar con Mercurio

Dra. XÓCHITL BLANCO CANO

Adscripción: Instituto de Geofísica, UNAM
Fecha: 05 de septiembre del 2013
Lugar: Auditorio Ricardo Monges López, Instituto de Geofísica
Hora: 12:30 hrs.

RESUMEN
Es esta plática hablaremos sobre la región del antechoque de mercurio. Datos recientes tomados con la misión Messenger muestran la presencia de ondas de baja frecuencia en el campo magnético del antechoque. La mayoría de las ondas son no compresivas y han sido identificadas como ondas tipo whistler. Otras tienen frecuencias más bajas y son similares a ondas observadas río arriba del choque terrestre. Estudiar el choque y el antechoque de Mercurio es importante pues nos permitirá entender procesos físicos en un entorno con número de Mach bajo y con una escala mucho más pequeña que el entorno del choque de proa terrestre.

Ondas dentro de nubes magnéticas y eventos complejos

Fís. AZAYMI SIU

Adscripción: Instituto de Geofísica, UNAM
Fecha: 12 de septiembre del 2013
Lugar: Auditorio Ricardo Monges López, Instituto de Geofísica
Hora: 12:30 hrs.

RESUMEN
Los eventos complejos o corrientes compuestas son estructuras de gran escala formadas por la interacción entre dos o más estructuras transitorias en el viento solar; los casos típicos son: (i) una eyección de masa coronal interplanetaria/nube magnética (EMCI/NM) que es alcanzada por una segunda EMCI/NM; (ii) una EMCI/NM embebida en una región de interacción de corrientes (RIC); y (iii) una EMCI/NM seguida por una corriente rápida de viento solar. Los Eventos Complejos perturban fuertemente el medio interplanetario y, en particular, a la magnetósfera terrestre cuando chocan con ésta; involucran la transferencia de enormes cantidades de momento y energía entre las estructuras interactuantes; y pueden producir o incrementar la componente sur del campo magnético interplanetario, un factor clave en la generación de tormentas geomagnéticas; por lo cual son de gran importancia para estudios sobre Clima Espacial y Física de Plasmas. Estudiar en detalle las propiedades de las ondas e inestabilidades generadas dentro de los eventos complejos permite tener un mejor entendimiento sobre los procesos físicos que ocurren dentro de éstos, e incluso, puede proporcionar información acerca de su composición. En este trabajo analizamos la micro-estructura de 17 NMs asociadas a eventos complejos y de 9 NMs aisladas, usando datos de la misión STEREO durante los años 2007-2011; comparamos las características de las ondas presentes y analizamos las condiciones locales del plasma en donde las ondas fueron observadas para obtener información acerca de su origen.

Physics of Solar Coronal Jets

Dr. ÉTIENNE PARIAT

Adscripción: LESIA, Observatoire de Paris, CNRS, UPMC, Université Paris Diderot, 92190 Meudon, France
Fecha: 19 de septiembre del 2013
Lugar: Auditorio Ricardo Monges López, Instituto de Geofísica
Hora: 12:30 hrs.

RESUMEN
Solar active events can take place over a wide range of forms, time, length and energy scale. During this presentation, I will discuss about solar coronal jets. These events, impulsive by nature, have a life time which range between a couple of minutes to one hour, are characterised by intense emission collimated along a specific direction. Despite their name, jet structures may not be formed solely by bulk flows. Processes such as conduction and/or compressive waves may also explain many observed features. While involving a smaller amount of energy than major solar active events (e.g. solar flares and eruption), coronal jets seem to be generated by the same physical process than the most solar geoeffective events. Their study hence, allows us to better understand the mechanisms involved in the trigger of solar events. Recent solar space missions (e.g. Hinode, Stereo and SDO) have provided ground-breaking observations of these active events. In my presentation, after having introduced the properties of these events, I will discuss our current understanding of the trigger and driving mechanisms at play in these events. I'll present the latest observations and numerical simulations of these events. I'll detail the physical processes that link the jets with typical active solar events and those specific to these features.

Modelo hidrodinámico de interacción entre eyecciones de masa coronal

M. en C. Tatiana Niembro Hernández

Adscripción: Instituto de Geofísica, UNAM
Fecha: 26 de septiembre del 2013
Lugar: Auditorio Ricardo Monges López, Instituto de Geofísica
Hora: 12:30 hrs.

RESUMEN
Presentaré un modelo analítico simple para describir la evolución de dos eyecciones de masa coronal consecutivas que interactúan en el medio interplanetario. En este modelo, suponemos que las eyecciones son perturbaciones que viajan en un medio homogéneo supersónico y superalfvénico, de tal forma que las variaciones de temperatura y campo magnético son despreciables. Estas perturbaciones forman superficies de trabajo y su evolución depende de los parámeros iniciales de las eyecciones de masa coronal (velocidad, densidad y duración). Si la segunda eyección viaja con una velocidad mayor que la primera, las superficies de trabajo se alcanzan formando una región de presión constante cuya evolución dependerá de las condiciones de la interacción entre ambas superficies de trabajo, además de la propia interacción con el medio ambiente. Describiré las ecuaciones y la aplicación del modelo al evento observado el 23 - 24 de mayo del 2010 (este evento ha sido estudiado por diferentes autores). El modelo predice el arribo de la estructura compleja, formada por la interacción, a 1 UA con incertidumbres menores a 3 horas en el tiempo de arribo y 50 km/s en la velocidad observada a 1 UA. Presentaré algunos avances de los resultados que obtuvimos con la simulación numérica de este evento.

The challenges of multiwavelength campaign: HAWC, Swift, Optical polarimetry

Dr. ANTONIO MARINELLI

Adscripción: Instituto de Física, UNAM
Fecha: 03 de octubre del 2013
Lugar: Auditorio Ricardo Monges López, Instituto de Geofísica
Hora: 12:30 hrs.

RESUMEN
The High Altitude Water Cherenkov (HAWC) observatory is a TeV gamma-ray and cosmic-ray detector, currently under construction. It is located in a plateau at the Sierra Negra volcano with an altitude of 4100 m in the state of Puebla, Mexico. The HAWC observatory is an extensive air-shower array comprised of 300 optically-isolated water Cherenkov detectors (WCDs). Each WCD contains ~200,000 liters of filtered water and four upward-facing photomultiplier tubes. In Fall 2014, when the HAWC observatory will reach an area of 22,000 m2, the sensitivity will be 15 times higher than that of its predecessor Milagro. Considering the high duty cycle of the experiment (>95%) and the wide instantaneous field of view (2 sr), HAWC will obtain, in a few years, a detailed gamma ray skymap in the range of energy between 100 GeV and 100 TeV. I will talk about the perspectives for galactic and extragalactic observations. In particular, I will discuss the goals reachable with the X-ray and optical follow-up of the HAWC observed flares and I will present the expectation of Very High Energy neutrino counterpart.

The challenges of multiwavelength campaign: HAWC, Swift, Optical polarimetry

Dr. ANTONIO MARINELLI

Adscripción: Instituto de Física, UNAM
Fecha: 03 de octubre del 2013
Lugar: Auditorio Ricardo Monges López, Instituto de Geofísica
Hora: 12:30 hrs.

RESUMEN
The High Altitude Water Cherenkov (HAWC) observatory is a TeV gamma-ray and cosmic-ray detector, currently under construction. It is located in a plateau at the Sierra Negra volcano with an altitude of 4100 m in the state of Puebla, Mexico. The HAWC observatory is an extensive air-shower array comprised of 300 optically-isolated water Cherenkov detectors (WCDs). Each WCD contains ~200,000 liters of filtered water and four upward-facing photomultiplier tubes. In Fall 2014, when the HAWC observatory will reach an area of 22,000 m2, the sensitivity will be 15 times higher than that of its predecessor Milagro. Considering the high duty cycle of the experiment (>95%) and the wide instantaneous field of view (2 sr), HAWC will obtain, in a few years, a detailed gamma ray skymap in the range of energy between 100 GeV and 100 TeV. I will talk about the perspectives for galactic and extragalactic observations. In particular, I will discuss the goals reachable with the X-ray and optical follow-up of the HAWC observed flares and I will present the expectation of Very High Energy neutrino counterpart.

Rosetta's Cometary Secondary Ion Mass Analyser, COSIMA

Dr. HARALD KRÜGER

Adscripción: Max-Planck Institut für Sonnensystemforschung
Fecha: 10 de octubre del 2013
Lugar: Auditorio Ricardo Monges López, Instituto de Geofísica
Hora: 12:30 hrs.

RESUMEN
The European Rosetta spacecraft will reach its target comet 67P/Churyumov-Gerasimenkov in 2014. It will deploy a lander spacecraft that will be the first man-made object to land on a comet nucleus. The Rosetta orbiter carries the Cometary Secondary Ion Mass Analyser (COSIMA) on board. COSIMA is a high-resolution time-of-flight mass spectrometer dedicated to the in-situ analysis of dust grains released from the comet nucleus. We will give an overview of the COSIMA instrument, instrument calibration and the expected scientific results.

El papel del Sol en el Clima : Conclusiones del Volumen 1 del 5° Reporte del IPCC

Dra. BLANCA MENDOZA

Adscripción: Instituto de Geofísica, UNAM
Fecha: 17 de octubre del 2013
Lugar: Auditorio Ricardo Monges López, Instituto de Geofísica
Hora: 12:30 hrs.

RESUMEN
El resumen del Volumen 1 del 5° reporte de Evaluación del Cambio Climático, del Panel Intergubernamental de Cambio Climático (IPCC por sus siglas en Inglés) se presentó a la comunidad internacional el 30 de Septiembre, del presente. Este Volumen trata las bases científicas del cambio climático. En este seminario presentaré los principales resultados de este reporte, haciendo énfasis en el papel que juega la actividad solar en el cambio climático.

Prospección de estructuras con Rayos Cósmicos

Dr. RUBEN ALFARO

Fecha: 24 de octubre del 2013
Lugar: Auditorio Ricardo Monges López, Instituto de Geofísica
Hora: 12:30 hrs.

RESUMEN
La interacción de los Rayos Cósmicos con la atmósfera terrestre produce una gran cantidad de partículas. De éstas, los muones debido a su alto poder de penetración llegan constantemente a la superficie terrestre; por lo que nos proveen de una fuente de radiación ionizante que se puede aprovechar para realizar prospección de estructuras ya sea por atenuación o dispersión. En esta charla presentaremos las bases de estas técnicas así como la instrumentación que se ha usado en su implementación.

La señal y el estado actual del monitor de neutrones de la Ciudad de México

Dr. BERNARDO VARGAS

Adscripción: Instituto de Geofísica, UNAM
Fecha: 31 de octubre del 2013
Lugar: Auditorio Ricardo Monges López, Instituto de Geofísica
Hora: 12:30 hrs.

RESUMEN
El monitor de neutrones de la Ciudad de México ha funcionado de manera continua desde 1990, lo que le ha permitido registrar la intensidad de la radiación cósmica durante un período equivalente a dos ciclos solares completos, desde la caída del ciclo 22 hasta la caída actual del ciclo 24. El detector ha registrado numerosos eventos de origen solar, como decrementos Forbush, GLE's y eventos de neutrones solares, y sus datos son utilizados regularmente por investigadores de todo el mundo. En esta charla presentaré los resultados de los estudios más recientes que le hemos hecho a la señal del detector, así como el estado de las actualizaciones que se le están realizando.

Interacción del viento solar con la ionosfera de Plutón

Dr. HECTOR PEREZ DE TEJADA

Adscripción: Instituto de Geofísica, UNAM
Fecha: 14 de noviembre del 2013
Lugar: Auditorio Ricardo Monges López, Instituto de Geofísica
Hora: 12:30 hrs.

RESUMEN
Procesos relacionados a la interacción del viento solar con ionosferas planetarias (Venus y Marte) también deben ser aplicables al caso de Plutón en donde existe una débil atmósfera sin un campo magnético interno. Aun cuando es posible predecir que el viento solar erosiona las capas superiores de su ionosfera para producir una estela de plasma las condiciones son diferentes de las que ocurren en Venus y en Marte. Como es el caso del planeta Urano también Plutón exhibe un apreciable movimiento de rotación con su eje dirigido con una fuerte componente en el plano de la eclíptica. Esta peculiaridad conduce a efectos de la fuerza de Magnus que son diferentes de los que ocurren en Venus y Marte. La fuerza de Magnus es perpendicular a la dirección del viento solar y a la del eje de rotación de Plutón y por tanto estará orientada preferentemente en la dirección perpendicular a la eclíptica. La implicación es que su estela de plasma debe tener una importante componente perpendicular a ese plano.

Ondas e inestabilidades en plasmas del Sistema Solar, casos: Saturno y cometas

Dr. MARIO MARTINEZ

Fecha: 21 de noviembre del 2013
Lugar: Auditorio Ricardo Monges López, Instituto de Geofísica
Hora: 12:30 hrs.

RESUMEN
En el contexto de ondas e inestabilidades en plasmas espaciales, se presenta un trabajo en el que se estudian aquellas observadas recientemente por misiones como Cassini en la magnetósfera media de Saturno y en cometas por otra misión llamada Giotto. En el caso de Saturno se han encontrado Modos Tipo Espejo (MTE) que se caracterizan por tener caídas de gran amplitud en la magnitud del campo magnético de dicho planeta. Estas ondas comparten un origen común con las Ondas Ion-Ciclotrón (OIC), que a su vez han sido observadas en cometas, ya que requieren de la condición de anisotropía en la temperatura (presión) del plasma para su crecimiento. Los datos utilizados provienen del magnetómetro MAG y del espectrómetro de plasma CAPS de Cassini y del magnetómetro de Giotto. El objetivo principal es estudiar las propiedades de dichas ondas y las condiciones del plasma en las regiones donde fueron observadas y hacer comparaciones entre estos dos tipos diferentes de plasmas (Saturno y cometas). Se ha encontrado en el caso de Saturno que los MTE crecen más allá de 6 Rs, medidas desde el centro del planeta, mientras que las OIC se observaron alrededor de 4.9 Rs. Finalmente, utilizando Teoría Cinética de Plasmas lineal se determinaron las condiciones para el crecimiento de estas ondas considerando las propiedades del plasma, temperatura, densidad, campo magnético, etc., que guardan aquellas regiones donde fueron observadas.

Detección de meteoros

Dra. GUADALUPE CORDERO TERCERO

Adscripción: Instituto de Geofísica, UNAM
Fecha: 24 de noviembre del 2013
Lugar: Auditorio Ricardo Monges López, Instituto de Geofísica
Hora: 12:30 hrs.

RESUMEN
Los meteoros, comúnmente conocidos como estrellas fugaces, son la manifestación de la entrada a hipervelocidad de objetos de origen asteroidal y cometario cuyo tamaño va de micras a metros. Por su ocurrencia, los meteoros se clasifican en esporádicos y en lluvias de meteoros. Si bien desde hace siglos se había reconocido la periodicidad de la ocurrencia de las Perseidas, no fue sino hasta la gran "tormenta" de meteoros de las Leónidas de 1833 que este tipo de eventos se empezó a estudiar seriamente. En las últimas décadas se han empelado varios métodos para detectar y estudiar la entrada y comportamiento de meteoroides a la atmósfera terrestre. Estas observaciones han permitido saber el origen de estos objetos, su composición; su distribución de masa (tamaño), recuperar algunas meteoritas para estudiarlas y entender un poco más su papel en la geología planetaria. El objetivo de este seminario es mostrar los diversos fenómenos que ocurren cuando distintos objetos cósmicos entran a la atmosfera de nuestro planeta, exponer algunos de los métodos de detección y platicar sobre los esfuerzos que estamos realizando por entender este tipo de eventos.

Efectos del Espacio en la Biología

Dr. Julio Valdivia Silva

Adscripción: Instituto de Investigaciones Biomédicas, UNAM
Fecha: JUEVES, 29 de mayo del 2014
Lugar: Auditorio Tlayolótl, Instituto de Geofísica
Hora: 12:30 hrs.

RESUMEN
Las preguntas acerca de ¿qué es la vida?, ¿existe vida fuera de nuestro planeta Tierra?, y ¿puede la vida como la conocemos sobrevivir en el Espacio? han constituido una motivación importante en los diferentes ámbitos del pensamiento humano. La Ciencia a través del tiempo ha buscado estrategias para resolverlas y desde algo más de una década se han conjuntado en una disciplina denominada Astrobiología. En esta conferencia se muestra un panorama actualizado de las metas que esta multi-disciplina ha trazado con el afán de entender no sólo nuestros orígenes, sino también la posibilidad de que nosotros los seres humanos podamos conquistar el Espacio. Dentro de todo este gran campo, nos enfocaremos un poco en discutir la posibilidad de la existencia de seres vivos fuera de la Tierra centrada en los desafíos que éstos tendrían que vencer para conquistar nuevos ambientes.

Evaluación del recurso solar en México

Dr. David Riveros Rosas

Adscripción: Instituto de Geofísica, UNAM
Fecha: JUEVES, 5 de junio del 2014
Lugar: Auditorio Tlayolótl, Instituto de Geofísica
Hora: 12:30 hrs.

RESUMEN
En décadas recientes se ha puesto de manifiesto la necesidad del aprovechamiento de las energías alternas, para mitigar tanto problemas de contaminación así como la reducción en la producción de hidrocarburos que se observará en las próximas décadas. México se encuentra en una posición geográfica privilegiada que incluye algunas de las regiones de mayores niveles de intensidad en la radiación solar que llega hasta la superficie de la Tierra. Las diferentes tecnologías para el aprovechamiento de la radiación solar requieren de una correcta evaluación de este recurso en toda la superficie de nuestro país a lo largo de todo el año. En el presente seminario se describen las tareas realizadas y que se encuentran en proceso para la evaluación del recurso solar en México. En la actualidad se han dado los pasos necesarios para contar con información confiable en una amplia red de estaciones de superficie para el ajuste de parámetros de los modelos usados a la fecha, así como la implementación de nuevos modelos satelitales que faciliten el cálculo de este recurso.

El Observatorio HAWC

Dr. Alejandro Lara

Adscripción: Instituto de Geofísica, UNAM
Fecha: JUEVES, 12 de junio del 2014
Lugar: Auditorio Tlayolótl, Instituto de Geofísica
Hora: 12:30 hrs.

RESUMEN
El observatorio de rayos gamma HAWC (High Altitude Water Cherenkov) registra la luz Cherenkov que emiten partículas relativistas generadas por la colisión entre un rayo cósmico y una partícula de la atmósfera terrestre. En su régimen de baja energía (~10 GeV), HAWC puede registrar eventos transitorios solares que, aprovechando la capacidad que tiene el arreglo de integrar el flujo incidente sobre diferentes áreas efectivas, nos dará información sobre la energía de las partículas primarias y, sobretodo, sobre el mecanismo que energizó dichas partículas en el Sol y/o en el Medio interplanetario. En este seminario describiremos brevemente el HAWC, sus primeras observaciones y sus posibilidades para el estudio de la Física solar.

Neutrones solares y detectores de alta montaña

Dr. Luis Xavier González

Adscripción: Instituto de Geofísica, UNAM
Fecha: JUEVES, 19 de junio del 2014
Lugar: Auditorio Tlayolótl, Instituto de Geofísica
Hora: 12:30 hrs.

RESUMEN
Los neutrones solares se producen por las reacciones nucleares entre protones y núcleos acelerados en las fulguraciones en la atmósfera del Sol. La importancia de la detección de estos neutrones, es que que no son afectados por los campos magnéticos interplanetarios y conservan la información para comprender el mecanismo de aceleración de los iones en la atmósfera solar. Dos detectores de alta montaña, a cargo del grupo de Rayos Cósmicos del Instituto de Geofísica, están especializados en la detección de neutrones provenientes del Sol. El Telescopio de Neutrones Solares (TNS) y el nuevo Telescopio Centellador de Rayos Cósmicos (TCRC), que se encuentran funcionando en la cima del volcán Sierra Negra. La propagación de los neutrones solares en la atmósfera de la Tierra se rige por la energía de los neutrones, el ángulo cenital de entrada y la profundidad atmosférica. En este trabajo, se muestran los resultados de una simulación de los neutrones solares que ingresan a la atmósfera de la Tierra; además, se da una descripción de los dos experimentos especializados en su detección y los resultados obtenidos. Con estos resultados y los datos detectados por el TNS y TCRC, podemos conocer la pérdida de energía de los neutrones solares desde el tope de la atmósfera de la Tierra al tope de los detectores en Sierra Negra. Con base en estos resultados, se puede determinar la energía de los neutrones en la fuente y calcular el índice espectral de la emisión en la fulguración.

Resultados preliminares sobre los efectos de campos magnéticos que simulan tormentas geomagnéticas en la presión arterial en ratas

M. en C. Julia Lénica Martínez Bretón

Adscripción: Instituto de Geofísica, UNAM
Fecha: JUEVES, 26 de junio del 2014
Lugar: Auditorio Tlayolótl, Instituto de Geofísica
Hora: 12:30 hrs.

RESUMEN
Se presentan los resultados experimentales realizados en una cámara semianecoica al someter a 10 ratas a campos que simulan tormentas geomagnéticas. Se midieron variaciones en la presión arterial en las ratas de más de un 10% con un error estándar de menos de 3% y se reprodujeron los efectos ocasionados por la tormenta geomagnética.

De Galileo a la misión Cassini, una historia de anillos

Fis. Arturo Torres Amador

Adscripción: Instituto de Geofísica, UNAM
Fecha: JUEVES, 3 de julio del 2014
Lugar: Auditorio Tlayolótl, Instituto de Geofísica
Hora: 12:30 hrs.

RESUMEN
Las primeras observaciones de los anillos de Saturno se remontan hasta el S. XVII. Los estudios ulteriores se hicieron observando al planeta así como con trabajos teóricos que intentaron develar la estructura, composición, dinámica y temperatura entre otras variables, de los anillos. En el siglo pasado, de la mano de la tecnología aeronáutica, naves espaciales y modelación computacional, los desarrollos fueron notables, aunque se está lejos de establecer una versión definitiva. Este trabajo desarrolla una cronología de tales avances y presenta, grosso modo, los avances más relevantes de este tema.

La halofilia y el océano de Europa

Dra. Sandra I. Ramírez Jiménez

Adscripción: Centro de Investigaciones Químicas, Universidad Autónoma del Estado de Morelos
Fecha: JUEVES, 7 de agosto del 2014
Lugar: Auditorio Tlayolótl, Instituto de Geofísica
Hora: 12:30 hrs.

RESUMEN
Durante el seminario se comentarán algunos aspectos característicos de los organismos halófilos para situarlos como modelos de estudio para algunos escenarios de interés astrobiológico, así como algunas características del océano de agua líquida salada de Europa, satélite de Júpiter, que lo sitúan como un potencial nicho habitable. Se presentarán también las tendencias en la tolerancia de algunas bacterias halófilas ante medios modificados con sales distintas el cloruro de sodio (NaCl), particularidades sobre las estrategias de adecuación que utilizan y su relevancia para algunos de esos escenarios de interés astrobiológico.

The JEM-EUSO Space Mission: Frontier Extreme High Energy Cosmic Ray Detection @ ZeV energy range from Space

Dra. Ma. Dolores Rodríguez Frías

Adscripción: Universidad de Alcalá, España
Fecha: JUEVES, 11 de agosto del 2014
Lugar: Auditorio Tlayolótl, Instituto de Geofísica
Hora: 13:30 hrs.

RESUMEN

Minerales y origen de la vida

Dra. María Colín

Adscripción: Instituto de Geología, UNAM
Fecha: JUEVES, 14 de agosto del 2014
Lugar: Auditorio Tlayolótl, Instituto de Geofísica
Hora: 12:30 hrs.

RESUMEN

The Pierre Auger Observatory and The AMIGA Upgrade

Dr. Luis del Peral

Adscripción: Universidad de Alcalá, España
Fecha: LUNES, 18 de agosto del 2014
Lugar: Auditorio Tlayolótl, Instituto de Geofísica
Hora: 13:00 hrs.

RESUMEN
Presentación y estatus del proyecto upgrade AMIGA para el observatorio de rayos cósmicos de Ultra-Alta energía Pierre Auger instalado en la Pampa Argentina

Rutas hacia el origen de la vida

Dra. Alicia Negrón Mendoza

Adscripción: Instituto de Ciencias Nucleares, UNAM
Fecha: JUEVES, 21 de agosto del 2014
Lugar: Auditorio Tlayolótl, Instituto de Geofísica
Hora: 12:30 hrs.

RESUMEN
La pregunta de ¿Cómo empezó la vida? Que fue durante miles de años contestada de una forma diferente. Actualmente la respuesta a esta pregunta marca un cambio drástico de ver el mundo en los humanos. Una de las pocas cosas que se puede afirmar en este tema es que la complejidad del problema requiere una contribución de muchas disciplinas tanto humanistas como científicas. También es importante señalar que el tema está sujeto a muchas especulaciones. Desde el punto de vista científico, el punto de partida para estudiar cómo surgió la vida en la Tierra fue propuesto por Oparin (1924) y Haldane (1929), quienes en forma independiente propusieron una hipótesis que trata de explicar estos hechos. En forma resumida esta hipótesis establece que la acumulación de materia orgánica, su transformación en moléculas más complejas y la formación de sistemas que se repliquen, son factores que condujeron a la aparición de seres vivos. De esa forma, los seres vivos son el resultado de una evolución continua de la materia. En este proceso existe una etapa pre-biológica que consiste en una transformación química desde las simples moléculas inorgánicas hasta las altamente moléculas biológicas, este proceso recibe el nombre de evolución química ó molecular y connota los procesos físicos y químicos sobre la formación y organización de compuestos bio-orgánicos bajo condiciones geológicas primigenias y que sirvieron como preámbulo al surgimiento de seres vivos. Aunque solo conocemos vida en la Tierra, los procesos de evolución química se extienden más allá de ésta y abarcan otros cuerpos celestes como planetas, cometas, nubes. Esta evolución cosmoquímica implica que la materia tiene un origen común. Por ello, en este gran contexto el estudio de la evolución química nos sirve para entender un poco los procesos que pudieron ocurrir antes de la aparición de la vida.

Autoensamblaje de glicina en superficies minerales inducido por radiación gamma: relevancia en evolución química.

Dr. Alejandro Heredia

Adscripción: Instituto de Ciencias Nucleares, UNAM
Fecha: JUEVES, 28 de agosto del 2014
Lugar: Auditorio Tlayolótl, Instituto de Geofísica
Hora: 12:30 hrs.

RESUMEN
Muchos modelos de síntesis prebiótica se han estudiado desde los experimentos de Miller y Urey. Estos experimentos generaron compuestos orgánicos complejos a partir de otros muy simples, demostrando que los constituyentes de moléculas prebióticas se pueden formar fácilmente. La complejidad estructural, sin embargo, es más cercana a los componentes vivos, como membranas, y estos componentes debieron originarse por el autoensamblaje de moléculas como aminoácidos y lípidos. Las superficies minerales, como lo silicatos y en concreto la sílice, pudieron jugar un papel importante en el autoensamblaje de moléculas orgánicas. La glicina es el aminoácido más sencillo, y se ha visto que es capaz de formar tres tipos de polimorfos, alfa, beta y gamma, que poseen propiedades fisicoquímicas distintas. En esta investigación se estudia el autoensamblaje de glicina sobre superficies de sílice promovidas por la radiación gamma. En este proceso de autoensamblaje en la superficie, la radiación pudo desempeñarse como fuerza directora del proceso mediante la formación de especies que favorecen la formación de estructuras más complejas, facilitando la formación de un polimorfo cristalino. En nuestro grupo de trabajo, hemos conseguido obtener diferentes cristales de glicina después de crecerlos bajo distintas condiciones; estos datos ofrecen nueva información del potencial dinámico que pudo jugar este aminoácido sencillo en la química prebiótica promovido por la acción de la radiación gamma y las superficies.

Modelo de la pérdida de atmósfera terrestre durante tormentas geomagnéticas.

Mat. Benjamín Reséndiz Castillo

Adscripción: Instituto de Geofísica, UNAM
Fecha: JUEVES, 4 de septiembre del 2014
Lugar: Auditorio Tlayolótl, Instituto de Geofísica
Hora: 12:30 hrs.

RESUMEN
En estudios anteriores, se consideraba la pérdida de atmósfera solo en planetas sin campo magnético, como Marte y Venus, mediante la erosión causada por el viento solar. En este estudio se mostrará desde un punto de vista teórico la erosión de la alta atmósfera, en particular en la plasmasfera, de la Tierra. Esta erosión es también ocasionada por el viento solar y su interacción con el campo magnético planetario durante una tormenta geomagnética, induciendo a la reconexión magnética en el lado frontal y posterior de la magnetósfera; a su vez causando el aumento de la convexión magnetosférica y propiciando la erosión. Los resultados son comparados con observaciones del fenómeno.

El planeta mexicano

Dr. Jorge Cantó

Adscripción: Instituto de Astronomía, UNAM
Fecha: JUEVES, 11 de septiembre del 2014
Lugar: Auditorio Tlayolótl, Instituto de Geofísica
Hora: 12:30 hrs.

RESUMEN
Es esta plática se hace un recuento de la historia del descubrimiento de un exoplaneta por un grupo mexicano de astrónomos. El planeta se denomina Upsilon Andromeda-e, pues orbita en tomo a la estrella Upsilon Andromeda. Esta estrella ha sido clasificada como F8V, es decir muy parecida al Sol del cual se encuentra a 44 años luz de distancia. El planeta (e) es muy parecido a Júpiter, pues sigue una trayectoria casi circular a 5.4 unidades astronómicas de su estrella, con un período de 10.5 años y tiene una masa mínima igual a la de éste.

La acreción de la Tierra.

Dr. Fernando Ortega

Adscripción: Instituto de Geología, UNAM
Fecha: JUEVES, 18 de septiembre del 2014
Lugar: Auditorio Tlayolótl, Instituto de Geofísica
Hora: 12:30 hrs.

RESUMEN
La Tierra es el tercer planeta mas cercano al Sol que empezó a formarse junto con la estrella hace unos 4,570 Ma. La historia de su formación, cristalización y diferenciación en cinco esferas (núcleo, manto, corteza, océano y atmósfera) comprende un intervalo de tiempo entre el colapso de la nube de donde nació el Sol y la terminación aparentemente abrupta del bombardeo de su superficie por los remanentes sólidos (planetesimales) del disco donde surgió el Sistema Solar. Este proceso incluyó en su acontecer fenómenos catastróficos como la formación de la Luna y el Gran Bombardeo Tardío, cuya energía fue capaz de fundir capas extensas de planeta y marcar así el paso de su evolución química y culminar con la formación de la vida.

Desarrollo de software para analizar y graficar los datos de detectores de rayos cósmicos.

Ing. Osvaldo Trujillo López

Adscripción: Instituto de Geología, UNAM
Fecha: JUEVES, 25 de septiembre del 2014
Lugar: Auditorio Tlayolótl, Instituto de Geofísica
Hora: 12:30 hrs.

RESUMEN
Se expone el desarrollo y programación de software libre, con base en Python, de un sistema gráfico que permite analizar y graficar, en cualquier sistema operativo, los datos registrados por detectores de rayos cósmicos. Se muestra su uso en los datos registrados por el Monitor de Neutrones de la Ciudad de México y el Telescopio de Neutrones Solares en Sierra Negra.

TAOS-2: Explorando la periferia del Sistema solar.

Dr. Mauricio Reyes Ruiz

Adscripción: Instituto de Astronomía, UNAM, Sede Ensenada B.C.
Fecha: LUNES, 29 de septiembre del 2014
Lugar: Auditorio Tlayolótl, Instituto de Geofísica
Hora: 11:00 hrs.

RESUMEN
El proyecto TAOS-2, que actualmente se construye en el Observatorio Astrónomico Nacional en la sierra de San Pedro Martir, Baja California, tiene como objetivo principal detectar, por vez primera y sin ambigüedad, los cuerpos menores que habitan mas alla de la órbita de Neptuno. El proyecto, una colaboración entre el Instituto de Astronomía de la UNAM, el Instituto de Astronomía y Astrofísica de la Academia Sinica de Taiwán y el Centro para Astrofísica de la Universidad de Harvard, permitirá además llevar a cabo diversos otros problemas como son el descubrimiento de nuevos planetas extrasolares. En este trabajo se presenta una descripción general del proyecto TAOS-2, el estado en que se encuentra, así como los retos y oportunidades que nos presenta.

Simulando la interaccion viscosa entre el viento solar y la ionosfera de Venus.

Dr. Mauricio Reyes Ruiz

Adscripción: Instituto de Astronomía, UNAM, Sede Ensenada B.C.
Fecha: JUEVES, 2 de octubre del 2014
Lugar: Auditorio Tlayolótl, Instituto de Geofísica
Hora: 12:30 hrs.

RESUMEN
Se presentan los últimos resultados de nuestros esfuerzos por simular la interacción tipo viscosa entre el viento solar y las ionósferas de cuerpos no magnetizados en el Sistema solar.

Vigencia de la Revolución Copernicana: Variabilidad de la actividad solar durante los últimos 200 000 años.

Dr. Víctor Manuel Velasco Herrera

Adscripción: Instituto de Geofísica, UNAM.
Fecha: JUEVES, 9 de octubre del 2014
Lugar: Auditorio Tlayolótl, Instituto de Geofísica
Hora: 12:30 hrs.

RESUMEN
A 500 años del Commentariolus, texto elaborado por Mikolaj Kopernik, se analiza su vigencia y se mostrará cuáles serían las correcciones que se tendrían que realizar. Todos los cuerpos celestes del Sistema solar, incluyendo el Sol, oscilan alrededor del Baricentro solar y sus periodicidades contribuyen a cambios en el clima espacial y en el clima terrestre. Estas variaciones se caracterizan por ser seculares y súper seculares. Es de gran interés analizar los cambios en los papámetros orbitales y sus implicaciones en el siguiente mínimo secular solar, ya que el comportamiento del ciclo solar 23 muestra una disminución en la potencia en diferentes observaciones solares, lo que podría estar indicando el inicio de un nuevo mínimo solar. La evolución de la actividad solar es uno de los problemas actuales de los Sistemas de Alerta Temprana (SAT) aplicados en las Ciencias espaciales, porque la posible ocurrencia de un gran mínimo solar tendrá un impacto en el clima terrestre. Se mostrará el análisis de la variabilidad solar de los últimos 200,000 años que abarca las últimas dos Eras Glaciales y, por medio del análisis multi-wavelet, se analizan las variabilidades de los parametros orbitales y sus efectos, tanto en el clima espacial, como en el cambio climático.

Servicio de Clima Espacial-Mexico (SCIESMEX).

Dr. J. Américo González

Adscripción: Instituto de Geofísica, Unidad Michoacán, UNAM.
Fecha: LUNES, 13 de octubre del 2014
Lugar: Auditorio Tlayolótl, Instituto de Geofísica
Hora: 12:30 hrs.

RESUMEN
Se presenta el proyecto del Servicio de Clima Espacial-Mexico (SCIESMEX). El SCIESMEX es un proyecto aprobado por la convocatoria de Cátedras de Jóvenes investigadores de CONACyT para desarrollarse en la Unidad Michoacán del IGEF (IGUM). El objetivo de la presentación es invitar a todos los interesados en participar en el proyecto. Se explica la motivación: ¿qué es el clima espacial? ¿por qué necesitamos estudiar el clima espacial en México? ¿cuál es el contexto nacional e internacional del proyecto? ¿cómo se relaciona con el plan de desarrollo del Instituto y de la Agencia Espacial Mexicana (AEM)? El objetivo del SCIESMEX es formar parte de los servicios geofísicos que brinda el instituto a la nación, dentro una coordinación internacional de servicios de clima espacial (ISES), conformandose como un 'Warning Regional Center' (WRC) del ISES. Vamos a explicar cómo proponemos fortalecer la red de instrumentos de clima espacial de la UNAM, la adquisición, resguardo y acceso de sus datos, retomando el proyecto del VESO para hacerlo un verdadero observatorio virtual. Explicaremos también como proponemos el funcionamiento del servidor del SCIESMEX, como un portal de datos de clima espacial en tiempo real, responsable de emitir las alertas regionales de eventos solares potencialmente riesgosos en términos de clima espacial. Finalmente anunciaremos e invitaremos a la conferencia de clima espacial y observaciones remotas de la heliosfera interna que se va a desarrollar en Morelia en octubre de 2015..

Modelo analítico de interacción entre eyecciones de masa coronal.

M. en C. Rosa Tatiana Niembro Hernández

Adscripción: Posgrado en Ciencias de la Tierra, Instituto de Geofísica, UNAM.
Fecha: 16 de octubre del 2014
Lugar: Auditorio Tlayolótl, Instituto de Geofísica
Hora: 12:30 hrs.

RESUMEN
En esta plática, presentaré un modelo analítico para describir la evolución de dos eyecciones de masa coronal (CMEs) que colisionan en el medio interplanetario, fusionándose en una estructura que después es observada a una unidad astronómica (UA). En este modelo, suponemos que las CMEs son perturbaciones que forman superficies de trabajo cuya evolución depende de su velocidad, su densidad y su duración. Suponemos que las dos CMEs son más rápidas que el viento solar ambiente y además que la segunda CME es más rápida que la primera. De esta forma, las superficies de trabajo se alcanzan formando una región de presión constante cuya evolución dependerá de las condiciones iniciales de ambas superficies de trabajo. Describiré las ecuaciones y la aplicación del modelo a tres eventos de interacción. El modelo predice la distancia y tiempo de colisión y el arribo a 1 UA de la estructura compleja formada durante la colisión así como su velocidad, con un error menor a una hora y menor de 50 km/s respectivamente.

Efecto de la actividad solar sobre la cubierta de nubes y el calentamiento del Hemisferio Norte para el periodo 1980-2095.

Dra. Blanca Mendoza

Adscripción: Instituto de Geofísica, UNAM.
Fecha: 23 de octubre del 2014
Lugar: Auditorio Tlayolótl, Instituto de Geofísica
Hora: 12:30 hrs.

RESUMEN
El último reporte del IPCC, publicado en este año, indica que los rayos cósmicos (RC) pueden generar nubes a escalas locales y periodos de tiempo menores al ciclo solar, lo cual induce un enfriamiento del clima terrestre. En este seminario mostramos resultados del efecto inesperado que los RC tienen sobre el clima, siendo causantes de un enfriamiento y también de un calentamiento. El resultado neto de tener un posible mínimo de actividad solar aunado al efecto de los RC, pueden producir una disminución del calentamiento global para este siglo durante este supuesto periodo de mínimo.

La meteorita Tequisquiapan: Nueva meteorita metálica del Museo de Geología.

Dra. Karina Elizabeth Cervantes de la Cruz

Adscripción: Facultad de Ciencias/Instituto de Ciencias Nucleares, UNAM.
Fecha: 30 de octubre del 2014
Lugar: Auditorio Tlayolótl, Instituto de Geofísica
Hora: 12:30 hrs.

RESUMEN
Se presentan los detalles de clasificación de una meteorita metálica y las interpretaciones de formación de estos materiales.

Origen y Permanencia de Agua en La Luna.

Fis. Jazmín Michel Mejía Chávez

Adscripción: Instituto de Geofísica, UNAM.
Fecha: 27 de noviembre del 2014
Lugar: Auditorio Tlayolótl, Instituto de Geofísica
Hora: 12:30 hrs.

RESUMEN
Se hablará sobre la existencia de agua en la Luna, así como las misiones espaciales que han contribuido a su estudio. También se presentarán las fuentes propuestas de agua en la superficie lunar.

Mapas de la sombra del Sol y simulación de eventos solares utilizando datos del "High Altitude Water Cherenkov Gamma Ray Observatory" (HAWC).

Dra. Olivia Lizeth Enríquez Rivera

Adscripción: Instituto de Geofísica, UNAM.
Fecha: 22 de enero del 2015
Lugar: Auditorio Tlayolótl, Instituto de Geofísica
Hora: 12:30 hrs.

RESUMEN
Los detectores de luz Cherenkov son capaces de registrar cascadas de partículas producidas por rayos cósmicos y rayos gamma al interactuar con la atmósfera terrestre. Un ejemplo de este tipo de detectores es el High Altitude Cherenkov Water Gamma Ray Observatory (HAWC). Localizado en las faldas del volcán Sierra Negra en Puebla, el observatorio se encuentra actualmente en la fase final de su construcción y se prevé que los 300 tanques de agua que conformarán el arreglo estén listos hacia enero del 2015. En esta plática presentaré evidencia de la observación de la sombra del Sol producida por rayos cósmicos de alta energía (TeVs) detectada por 195 tanques de HAWC durante 2013. Asimismo mostraré resultados preliminares sobre simulaciones llevadas a cabo para reproducir la respuesta de uno de los sistemas de adquisición de datos (sistema de escalares) de HAWC utilizando los 300 tanques del arreglo final.

Eventos extremos en el espacio interplanetario: caso del 23 de julio del 2012.

Dr. Primoz Kajdiz

Adscripción: Instituto de Geofísica, UNAM.
Fecha: 5 de febrero del 2015
Lugar: Auditorio Tlayolótl, Instituto de Geofísica
Hora: 12:30 hrs.

RESUMEN
El actual ciclo solar no. 24 ha sido de los más quietos de los últimos 100 años. El mínimo solar entre los ciclos 23 y 24 fue el más tranquilo y el más largo desde el inicio de la Era espacial, resultando en un número de tormentas geomagnéticas anual más pequeño desde 1932. Aparte del número de tormentas, los valores del índice Dst durante estos eventos fueron más modestos que durante los mínimos solares anteriores. La ausencia de las tormentas geomagnéticas fuertes continuó en el año 2012 y se debió a que las eyecciones de masa coronal interplanetarias (ECMI) solian ser relativamente lentas y contenian campos magnéticos débiles con las magnitudes de la componente B-sur pequeñas. Debido a estos hechos, muchos investigadores creyeron que durante un ciclo solar como el actual no se observarían eventos extremos. La ECMI observada el día 23 de julio del 2012 por la nave STEREO A demostró lo contrario. No sólo fue tuvo la eyecta más rápida jamás detectada en el espacio interplanetario (IP), sino también conllevaba consigo un campo magnético de 109 nT. Se estima que si hubiera alcanzado la Tierra, podría haber causado una tormenta geomagnética comparable con el evento de Carrington de 1859. En el trabajo donde estudiamos dicho evento, investigamos las circunstancias que permiten que se desarrollen tormentas tan extremas en el espacio interplanetario. Los resultados sugieren que la interacción de dos eyectas en el espacio IP, en combinación con una decaceleración débil debida a los eyectas anteriores, resultaron en una ECMI extremadamente rápida e intensa a ~1 UA.

DIM, el Monitor de Impacto de Polvo del módulo de aterrizaje, Philae, de la Misión Rosetta.

Dr. Alberto Flandes

Adscripción: Instituto de Geofísica, UNAM.
Fecha: 12 de febrero del 2015
Lugar: Auditorio Tlayolótl, Instituto de Geofísica
Hora: 12:30 hrs.

RESUMEN
El Monitor DIM es quizás el instrumento más pequeño y simple del módulo de aterrizaje de la Misión Rosetta. Es un cubo de 7 cm de lado con 9 placas piezo-eléctricas colocado en uno de los bordes superiores del módulo de aterrizaje Philae, cuyo objetivo es detectar partículas de tamaño milimétrico y sub-milimétrico sobre la superficie del cometa 67/Churyumov-Gerasimenko. En esta plática hablaré de algunos aspectos relevantes de este instrumento y de la detección durante el aterrizaje acrobático de Philae sobre el 67P.

¿Existe realmente la materia obscura?

Dr. Xavier Hernández Doring

Adscripción: Instituto de Astronomía, UNAM.
Fecha: 19 de febrero del 2015
Lugar: Auditorio Tlayolótl, Instituto de Geofísica
Hora: 12:30 hrs.

RESUMEN
Repasaré las motivaciones astrofísicas detrás de la hipótesis de la Materia Obscura, y hablaré sobre el estado actual del campo. A pesar de décadas de esfuerzos dedicados, a la fecha no hay una sola detección de este componente, hipotéticamente dominante. Describiré desarrollos recientes que indican cambios a la ley de gravedad a escalas astrofísicas, consistentes con propuestas de gravedad modificada construidas explícitamente para explicar las observaciones astronómicas sin requerir materia obscura.

Modos normales en el ciclo solar.

Dra. Ana Leonor Rivera

Adscripción: Instituto de Ciencias Nucleares, UNAM.
Fecha: 26 de febrero del 2015
Lugar: Auditorio Tlayolótl, Instituto de Geofísica
Hora: 12:30 hrs.

RESUMEN
A pesar de que la actividad solar afecta la Tierra todavía no existe un modelo del Sol que permita predecirla debido a la gran cantidad de variables que deben incluirse en un modelo magnetohidrodinámico solar. Para solventar este problema se utilizan modelos numéricos estadísticos que permiten, con la información acumulada del número de manchas solares, tratar de predecir la actividad solar futura. Estos modelos tienen errores muy grandes debido a la alta variabilidad del ciclo solar. Con el fin de entender mejor el ciclo solar, en este trabajo aplicamos técnicas de sistemas complejos para estudiar la variabilidad en el registro del número de manchas solares buscando los modos principales en el ciclo usando técnicas de wavelets y descomposición en modos normales (EMD).

Simulaciones MHD en 3D de la emisión polarizada del remanente de la SN 1006.

Dr. Pablo Velázquez

Adscripción: Instituto de Ciencias Nucleares, UNAM.
Fecha: 5 de marzo del 2015
Lugar: Auditorio Tlayolótl, Instituto de Geofísica
Hora: 12:30 hrs.

RESUMEN
Modelamos el remanente de la SN 1006 mediante simulaciones magnetohidrodinámicas en 3D. A partir de los resultados numéricos, hicimos un estudio de la emisión polarizada en radiocontinuo, obteniendo mapas sintéticos de la emisión polarizada, el parámetro de Stokes Q y del ángulo de posición del campo magnético, los cuales se comparan con las observaciones. En el cálculo de la emisión en sincrotrón, consideramos los dos posibles mecanismos de aceleración de las partículas relativistas: el cuasiparalelo y el cuasiperpendicular. La comparación de nuestro mapa sintético del parámetro Q con el observado, muestra que el mecanismo de aceleración responsable de la emisión en radio de este remanente es el cuasiparalelo, removiendo la ambigüedad que había en estudios previos.

Plutón: Implicaciones de un modelo termodinámico de la interacción viento solar – ionósfera

Dr. Hector Javier Durand-Manterola

Adscripción: Instituto de Geofísica, UNAM.
Fecha: 20 de marzo del 2015
Lugar: Auditorio Tlayolótl, Instituto de Geofísica
Hora: 12:30 hrs.

RESUMEN
La interacción del viento solar con la ionosfera de Plutón se espera que tenga ciertas similitudes y ciertas diferencias con la misma interacción en el caso de Venus. Se ha observado en Venus con la nave Venus Express que los iones planetarios (O+, H+) arrastrados por el viento solar cerca de la ionopausa tienen una energía cinética igual para las dos especies y la relación de velocidad es 4:1. Está ampliamente difundida la idea de que el responsable de la aceleración de estos iones es el campo eléctrico convectivo del viento solar. Suponiendo este mecanismo de aceleración los modelos cinéticos predicen que la relación de energía debería ser 16:1 y la velocidad media de los iones planetarios debería ser 1:1, igual para todas las masas e igual a la velocidad del viento solar, esto no coincide con las observaciones. En este trabajo presento un modelo termodinámico de la interacción. En el modelo se supone que una parcela de iones planetarios están sometida a tres fuerzas: (1) la fuerza de Lorentz sobre cada partícula; (2) la fuerza convectiva y (3) la presión termodinámica. El modelo predice las relaciones observadas: 1:1 para la energía y 4:1 para la velocidad. También predice, dentro del orden de magnitud, la temperatura del plasma que coincide con la temperatura inferida en Venus. La temperatura del plasma es débilmente dependiente de la velocidad de los iones y fuertemente dependiente de la velocidad del viento solar. Para el caso de Plutón que su composición atmosférica es N2, CO y CH4 es de esperar que los iones arrastrados serán O+, N+ y H+; y según el modelo las relaciones de energía entre ellos serán 1:1:1 y las de velocidad 4:3.74:1.

El efecto invernadero en Venus

Dr. Victor M. Mendoza

Adscripción: Centro de Ciencias de la Atmósfera, UNAM.
Fecha: 26 de marzo del 2015
Lugar: Auditorio Tlayolótl, Instituto de Geofísica
Hora: 12:30 hrs.

RESUMEN
Venus se encuentra más cercano al Sol que la Tierra, de tal manera que la radiación solar que alcanza el tope de su atmósfera es casi el doble que en el caso de la Tierra. Sin embargo, Venus está envuelto por una gruesa capa de nubes brillantes, que hacen que a su atmósfera, con su cubierta de nubes, sólo ingrese 68.5% de la radiación solar que ingresa a la atmósfera de Tierra. Uno podría pensar entonces que en la superficie de Venus existe un ambiente con temperaturas muy similares a las de la superficie de la Tierra; sin embargo, en realidad la temperatura promedio en la superficie de Venus es ~470°C, superior a la temperatura de fusión del plomo y del estaño. Esta temperatura superficial en Venus se debe a un poderoso efecto invernadero producido por una densa atmósfera de CO2, en donde la presión al nivel de superficie es 92 veces superior a la terrestre.

Radio emisión durante la colisión entre dos eyecciones de masa coronal en el Medio Interplanetario

M. en C. Rosa Tatiana Niembro Hernández

Adscripción: Posgrado en Ciencias de la Tierra; Instituto de Geofísica, UNAM.
Fecha: Jueves, 9 de Abril del 2015
Lugar: Auditorio Dr. Julián Adem, Centro de Ciencias de la Atmósfera, UNAM
Hora: 12:30 hrs.

RESUMEN
Presentaré un estudio de casos representativos de interacción entre dos eyecciones de masa coronal que viajan en el medio interplanetario con dirección a la Tierra. Usando un modelo analítico se puede predecir el tiempo de interacción, y el tiempo de arribo a la Tierra, así como la velocidad alcanzada a una unidad astronómica. Con un modelo numérico se obtuvieron los perfiles de densidad en función del tiempo y la distancias al Sol, de esta forma, se observa la evolución de las eyecciones de masa coronal y su interacción en el Medio Interplanetario. Con los valores de densidad durante la colisión, se estimaron las frecuencias de radio-emisión relacionadas con la interacción. Mostraré la comparación de los modelos analítico y numérico con las observaciones.

¿Por qué debemos ir al espacio?

Dr. Alberto Flandes

Adscripción: Instituto de Geofísica, UNAM.
Fecha: LUNES, 23 de marzo del 2015
Lugar: Aula Magna Leonila Vázquez, Facultad de Ciencias, UNAM
Hora: 13:00 hrs.

CICLO CIENCIAS ESPACIALES EN LA FACULTAD DE CIENCIASN

Viaje al centro del Sol

Dr. Alejandro Lara

Adscripción: Instituto de Geofísica, UNAM.
Fecha: LUNES, 06 de abril del 2015
Lugar: Aula Magna Leonila Vázquez, Facultad de Ciencias, UNAM
Hora: 13:00 hrs.

CICLO CIENCIAS ESPACIALES EN LA FACULTAD DE CIENCIAS

Eyectas solares

Dr. Primoz Kajdic

Adscripción: Instituto de Geofísica, UNAM.
Fecha: LUNES, 13 de abril del 2015
Lugar: Aula Magna Leonila Vázquez, Facultad de Ciencias, UNAM
Hora: 13:00 hrs.

CICLO CIENCIAS ESPACIALES EN LA FACULTAD DE CIENCIAS

El Telescopio de Neutrones Solares en Chacaltaya, Bolivia.

Dr. Luis Xavier González Méndez.

Adscripción: SCiESMEX- Cátedras CONACyT. Instituto de Geofísica-UM, UNAM.
Fecha: Miércoles 01 de febrero de 2017
Lugar: Auditorio Ricardo Monges López, Instituto de Geofísica.
Hora: 12:00 hrs.

RESUMEN
El Telescopio de Neutrones Solares (TNS) en Chalataya, Bolivia, se encuentra funcionando desde 1993 a 5250 m s.n.m. y pertenece a la red mundial de siete detectores del mismo tipo. Además de medir el fondo de rayos cósmicos galácticos, el TNS tiene la capacidad de detectar el flujo de neutrones solares, que se producen por intensas reacciones nucleares en la atmósfera del Sol durante las fulguraciones más energéticas. En este seminario, se expone el funcionamiento y eventos detectados por el TNS, así como los primeros resultados de una simulación del paso de partículas através del detector, con base en GEANT4.

Los Rayos Cósmicos

Dr. Rogelio Caballero López

Adscripción: Instituto de Geofísica, UNAM.
Fecha: LUNES, 20 de abril del 2015
Lugar: Aula Magna Leonila Vázquez, Facultad de Ciencias, UNAM
Hora: 13:00 hrs.

CICLO CIENCIAS ESPACIALES EN LA FACULTAD DE CIENCIAS

Relación entre los mínimos de la componente magnética horizontal medida en México y la Dst de tormentas geomagnéticas con Dst ≤ -100nT durante la fase descendente del ciclo solar 23.

M en C. Julia Lénica Martínez Bretón

Adscripción: Posgrado en Ciencias de la Tierra; Instituto de Geofísica, UNAM.
Fecha: Jueves, 16 de Abril del 2015
Lugar: Auditorio Auditorio Tlayolótl, Instituto de Geofísica.

RESUMEN
En el presente trabajo se analizan las diferencias en el tiempo de ocurrencia entre mínimos en el índice geomagnético Dst y la componente horizontal del campo geomagnético (H) reportada por el Observatorio Magnético de Teoloyucan (TEO), en UT, para 15 tormentas geomagnéticas (GS) ocurridas durante el ciclo solar 23, con Dst ≤ -100nT. Nuestra atención se dirige al mínimo de la fase principal de cada TG. Encontramos que cuando TEO se encuentra en las zonas del amanecer, lado día y atardecer, el mínimo es reportado primero por WDC_Kyoto quien emite el Dst y después por TMO, suponemos que esta situación se debe a las corrientes ionosféricas. Por otra parte, cuando el TEO se encuentra cercano a la media noche sucede lo contrario, llega al mínimo primero en el TEO. Se observó que 14 de las 15 GS siguen el patrón descrito, a excepción de la GS con un Dst = -422nT. Conocer estas diferencias es importante para la correcta lectura de la información emitidas por el TMO, así como para investigaciones donde se pretenda relacionar directamente el índice geomagnético Dst con fenómenos geomagnéticos locales.

Resultados preliminares sobre estudios solares con el "High Altitude Water Cherenkov Gamma Ray Observatory" (HAWC).

Dra. Olivia Lizeth Enríquez Rivera

Adscripción: Instituto de Geofísica, UNAM.
Fecha: Jueves, 23 de Abril del 2015
Lugar: Auditorio Auditorio Tlayolótl, Instituto de Geofísica.

RESUMEN
Los detectores de luz Cherenkov son capaces de registrar cascadas de partículas producidas por rayos cósmicos y rayos gamma al interactuar con la atmósfera terrestre. Un ejemplo de este tipo de detectores es el High Altitude Cherenkov Water Gamma Ray Observatory (HAWC). Localizado en las faldas del volcán Sierra Negra en Puebla, el observatorio se encuentra actualmente en funcionamiento con 300 tanques llenos de agua y equipados con 4 fotomultiplicadores. En esta plática presentaré evidencia de la observación de la sombra del Sol producida por rayos cósmicos de alta energía (TeVs) detectada por 195 tanques de HAWC durante 2013 y 2014. Asimismo mostraré resultados preliminares sobre simulaciones llevadas a cabo para reproducir la respuesta de uno de los sistemas de adquisición de datos (sistema de escalares) de HAWC utilizando los 300 tanques del arreglo final.

Corazas Magnéticas

Dra. Xóchitl Blanco-Cano

Adscripción: Instituto de Geofísica, UNAM.
Fecha: LUNES, 27 de abril del 2015
Lugar: Aula Magna Leonila Vázquez, Facultad de Ciencias, UNAM
Hora: 13:00 hrs.

CICLO CIENCIAS ESPACIALES EN LA FACULTAD DE CIENCIAS

Funciones de producción (áreas efectivas) y de respuesta de los detectores de rayos cósmicos.

Dr. Rogelio Caballero López

Adscripción: Instituto de Geofísica, UNAM.
Fecha: Jueves, 30 de Abril del 2015
Lugar: Auditorio Auditorio Tlayolótl, Instituto de Geofísica.

RESUMEN
El estudio de la radiación cósmica primaria (antes de interactuar con la atmósfera de la Tierra), frecuentemente se lleva a cabo a través del análisis de las observaciones de distintos detectores. La correcta interpretación de dichas observaciones, implica necesariamente del conocimiento de cuán efectiva es el detección de las partículas secundarias (creadas por la radiación cósmica primaria en el interior de la atmósfera). La eficiencia con que un detector registra la radiación se mide a través de la función de producción o el área efectiva de detección. A su vez esta última, conjuntamente con el espectro primario (o flujo), determinan la función de respuesta del detector. En este seminario se abordarán los conceptos básicos acerca de las funciones de producción y respuesta de los detectores de rayos cósmicos sobre la superficie de la Tierra. Se analizarán dichas funciones para algunos tipos de detectores.

Servicio de Clima Espacial Mexicano, SCiESMEX

Dr. Luis Xavier González

Adscripción: Instituto de Geofísica, Unidad Michoacán, UNAM.
Fecha: LUNES, 4 de mayo del 2015
Lugar: Aula Magna Leonila Vázquez, Facultad de Ciencias, UNAM
Hora: 13:00 hrs.

CICLO CIENCIAS ESPACIALES EN LA FACULTAD DE CIENCIASN

Tormentas de modos tipo espejo en la magnetosfera terrestre

Dra. Diana Rojas Castillo

Adscripción: Instituto de Geofísica, Unidad Michoacán, UNAM.
Fecha: Jueves, 7 de mayo del 2015
Lugar: Auditorio Auditorio Tlayolótl, Instituto de Geofísica
Hora: 12:30 hrs.

RESUMEN
La interacción del viento solar con el campo magnético de la Tierra da como resultado la formación de la magnetósfera, la cual se encuentra rodeada por la magnetopausa y el choque de proa. Entre estas dos capas se localiza la magnetofunda, región de plasma altamente perturbado donde abundan ondas de ultra baja frecuencia que juegan un papel muy importante en la redistribución de energía y momento desde la región del choque y hasta la magnetopausa. Uno de los modos presentes en la magnetofunda es el modo espejo, este tipo de ondas se encuentran frecuentemente en el viento solar y ambientes magnetosféricos. Russell et al. (2009) y Enríquez-Rivera et al. (2013) reportaron la ocurrencia de tormentas tipo espejo en el viento solar. Tales tormentas consisten en trenes de hoyos y picos en la magnitud del campo magnético que pueden durar horas. En este trabajo mostramos la existencia de tormentas espejo en el plasma de la magnetofunda terrestre a partir de datos de la misión THEMIS. También analizamos la evolución de las distribuciones de iones asociados a las regiones con presencia de ondas tipo espejo.

Evolución de la atmósfera de Marte

Dr. Héctor Durand Manterola

Adscripción: Instituto de Geofísica, Unidad Michoacán, UNAM.
Fecha: LUNES, 11 de mayo del 2015
Lugar: Aula Magna Leonila Vázquez, Facultad de Ciencias, UNAM
Hora: 13:00 hrs.

CICLO CIENCIAS ESPACIALES EN LA FACULTAD DE CIENCIASN
Uso de plataformas aeroespaciales en contingencias por fenómenos naturales: terremotos, huracanes, incendios forestales, sequías y actividad solar

Uso de plataformas aeroespaciales en contingencias por fenómenos naturales: terremotos, huracanes, incendios forestales, sequías y actividad solar

Dr. Víctor Manuel Velasco Herrera

Adscripción: Instituto de Geofísica, UNAM.
Fecha: Jueves, 14 de mayo del 2015
Lugar: Auditorio Auditorio Tlayolótl, Instituto de Geofísica
Hora: 12:30 hrs.

RESUMEN
Se mostraran algunos resultados del análisis de datos del Terremoto en Nepal, del huracán Wilma, sequías en el Norte de América, Incendios forestales en territorio nacional y Protones Solares Relativistas. Este análisis puede ser utilizado como herramienta en los sistemas de alerta temprana de estos fenómenos.

Primearas Observaciones de HAWC

Dr. Alejandro Lara

Adscripción: Instituto de Geofísica, UNAM.
Fecha: Jueves, 21 de mayo del 2015
Lugar: Auditorio Tlayolótl, Instituto de Geofísica
Hora: 12:30 hrs.

RESUMEN
Se presenta una breve descripción del Observatorio de Rayos Gamma HAWC que se encuentra a 4100 m snm, en el Volcán Sierra Negra, en el estado de Puebla y que fue terminado e inaugurado recientemente. El objetivo principal de HAWC es la detección de rayos gamma de muy alta energía (100 GeV a 100 TeV) provenientes de fuentes que se encuentran tanto dentro como fuera de nuestra galaxia. Sin embargo, HAWC también es capaz de detectar eventos solares de más baja energía. Esto nos ha permitido observar decrecimientos en el flujo de rayos cósmicos causados por el paso de eyecciones de masa coronal cerca de la Tierra (decrecimientos Forbush), en este seminario presentaré ejemplos de dichas observaciones.

Geometría de la Transición Intermedia en la estela de Venus

Dr. Héctor Pérez de Tejada

Adscripción: Instituto de Geofísica, UNAM.
Fecha: Jueves, 4 de junio del 2015
Lugar: Auditorio Tlayolótl, Instituto de Geofísica
Hora: 12:30 hrs.

RESUMEN
Mediciones llevadas a cabo con todos los vehículos espaciales que han examinado la región de interacción del viento solar con la ionosfera de Venus han mostrado la existencia de una transición de plasma diferente de un frente de choque y que está localizada a lo largo del flanco de la ionofunda. Se presentarán resultados del análisis de datos obtenidos con el vehículo Venus Express en los que la transición intermedia se identifica como un repentino cambio en la velocidad del viento solar con valores notablemente menores en la vecindad de la ionosfera. La posición de la transición en la estela de plasma de Venus ocurre con un acercamiento gradual a Venus durante el mínimo solar y marca la frontera exterior de los canales de plasma que se extienden desde las regiones polares de la ionosfera.

Regiones de origen del viento solar lento

M. en C. Cynthia López Portela

Adscripción: Instituto de Geofísica, UNAM.
Fecha: Jueves, 2 de julio del 2015
Lugar: Auditorio Tlayolótl, Instituto de Geofísica
Hora: 12:30 hrs.

RESUMEN
El viento solar que permea el medio interplanetario tiene dos componentes: una rápida y una lenta. Basados en el análisis conjunto de observaciones in situ y de datos de imagen por percepción remota, es hoy en día bien ubicado el origen del viento solar rápido, mientras que el origen de la componente lenta del viento solar, está aún en debate. Utilizando las observaciones en luz blanca de la corona solar, en 1997 Sheeley et al., llamaron blobs a pequeñas fluctuaciones de intensidad en brillo del viento solar ambiente. Este tipo de eventos transitorios han llamado la atención de la comunidad dedicada principalmente al estudio del viento solar y de la corona solar, debido a que hasta la fecha son las únicas fluctuaciones trazadoras del viento solar lento. En ésta plática describiré las regiones propuestas hasta la fecha como posibles regiones de origen del viento solar lento, basados en el análisis conjunto de información por: mediciones in situ, datos de coronógrafos, imágenes en el extremo ultravioleta, e ilustradas por diferentes simulaciones.

Non-linear dynamics of Saturn's rings.

Prof. Larry W. Esposito

Adscripción: Laboratory for Atmospheric and Space Physics, University of Colorado, Boulder. CO
Fecha: Martes, 11 de agosto del 2015
Lugar: Auditorio Tlayolótl, Instituto de Geofísica
Hora: 11:00 hrs.

ABSTRACT
Non-linear processes can explain why Saturn's rings are so active and dynamic. One of the big surprises from the Cassini mission is the small-scale structure and variability seen in Saturn's rings. Ring systems differ from simple linear systems in two significant ways: 1. They are systems of granular material: where particle-to-particle collisions dominate; thus a kinetic, not a fluid description needed. We find that stresses are strikingly inhomogeneous and fluctuations are large compared to equilibrium. 2. They are strongly forced by resonances: which drive a non-linear response, pushing the system across thresholds that lead to persistent states.
Some of this non-linearity is captured in a simple Predator-Prey Model: Periodic forcing from the moon causes streamline crowding; This damps the relative velocity, and allows aggregates to grow. About a quarter phase later, the aggregates stir the system to higher relative velocity and the limit cycle repeats each orbit, with relative velocity ranging from nearly zero to a multiple of the orbit average: 2-10x is possible.
Ring dynamics and history implications: Moon-triggered clumping at perturbed regions in Saturn's rings creates both high velocity dispersion and large aggregates at these distances, explaining both small and large particles observed there. This confirms the triple architecture of ring particles: a broad size distribution of particles; these aggregate into temporary rubble piles; coated by a regolith of dust. Aggregates can explain many dynamic aspects of the rings and can renew rings by shielding and recycling the material within them, depending on how long the mass is sequestered. We can ask: Are Saturn's rings a chaotic non-linear driven system?.

Impacto del flujo co-orbital sobre la migración planetaria.

Dr. Frédéric Masset

Adscripción: Instituto de Ciencias Físicas, UNAM, Cuernavaca, MOR
Fecha: Martes, 27 de agosto del 2015
Lugar: Auditorio Ricardo Monges López, Instituto de Geofísica
Hora: 12:30 hrs.

ABSTRACT
Un protoplaneta embebido en un disco experimenta una fuerza de marea de parte del mismo, que puede drásticamente cambiar sus elementos orbitales mientras existe el disco (durante sus primeros millones de años de vida). La materia ubicada cerca de la órbita del planeta desempeña un papel muy importante en esta fuerza de marea. Mostraré algunas situaciones en las cuales su efecto es dominante, y controla la migración del planeta (es decir la variación con el tiempo de su semi-eje mayor). Por último, mostraré que un planeta sometido a un intenso bombardeo de planetesimales calienta el gas circundante del disco, lo cual altera la fuerza de marea que experimenta el planeta. Esta nueva componente de la fuerza tiene una torca positiva (resiste la migración hacia adentro), y depende fuertemente de la metalicidad del disco. Detallaré la posible relación entre este nuevo efecto y estadísticas observacionales.

Las fuerzas de marea en sistemas binarios.

Dra. Gloria Koenigsberger

Adscripción: Instituto de Ciencias Físicas, UNAM, Cuernavaca, MOR
Fecha: Martes, 10 de septiembre del 2015
Lugar: Auditorio Ricardo Monges López, Instituto de Geofísica
Hora: 12:30 hrs.

RESUMEN
Hemos desarrollado un modelo computacional que calcula los desplazamientos y la velocidad en la superficie de una estrella perturbada por una compañera binaria así como la tasa de disipación de energía por las fuerzas viscosas. En esta charla se presentará el modelo y algunos de los resultados obtenidos de su aplicación a objetos astrofísicos, en particular, el sistema estelar binario Alfa Virginis y la luna Europa.

Los electrones y las ondas whistler en el viento solar.

Dr. Primož Kajdič

Adscripción: Instituto de Geofísica, UNAM
Fecha: Martes, 08 de octubre del 2015
Lugar: Auditorio Ricardo Monges López, Instituto de Geofísica
Hora: 12:30 hrs.

RESUMEN
La distribución de los electrones en el viento solar está compuesta de cuatro componentes: el núcleo, el halo, el strahl y el superhalo. El núcleo contiene alrededor de 95 % de todos los electrones en el viento solar. Los electrones con energías entre 70 eV y 2 keV se llaman supertérmicos y componen el halo, que es casi isotrópico en el espacio fase, y el strahl. Éste último está dirigido a lo largo de las líneas de campo magnético interplanetario (CMI). Finalmente, los electrones con energías mayores a 2 keV pertenecen al superhalo. El origen de estas distribuciones aún no se conoce bien. Debido a los efectos adiabáticos, el CMI tiende a enfocar a los electrones supertérmicos en un haz (strahl) que a la distancia de 1 UA debería tener un ancho en ángulo de paso de ~1 grado. Sin embargo, se observan anchos más grandes y, por supuesto, el halo. Se piensa que las ondas whistler en el espacio interplanetario disipan al strahl haciéndolo más ancho y también formando el halo. En el seminario se presentará un trabajo con el cual estamos intentando averiguar qué nos pueden decir las observaciones in-situ sobre esta hipótesis.

Planetas extrasolares transitantes: descubrimiento y caracterización

Dra. Yilen Gómez Maqueo Chew

Adscripción: Posgrado en Ciencias de la Tierra; Instituto de Geofísica, UNAM.
Fecha: Jueves, 19 de noviembre del 2015
Lugar: Auditorio Ricardo Monges López, Instituto de Geofísica
Hora: 12:30 hrs.

RESUMEN
Los estudios fotométricos que buscan planetas transitantes han sido muy exitosos en detectar planetas extrasolares para los cuales podemos medir el radio y la masa del planeta. La mayor parte de los planetas transitantes descubiertos desde la tierra son Júpiters calientes, los cuales son planetas con una masa tipo Júpiter con un periodo orbital de días. La caracterización detallada de un gran número de planetas con un amplio rango de propiedades físicas, en diversos ambientes, y en distintas etapas evolutivas son necesarias para entender la formación y evolución de sistemas planetarios. Es solamente con la medición precisa de las propiedades fundamentales de los planetas extrasolares y sus estrellas que la composición y la estructura de los planetas pueden ser derivadas, dándonos información sobre los procesos físicos que ocurren en la formación y evolución de los sistemas.

Trasgos y chaneques: otra forma de mirar al cielo

Dr. Juan A. Garzón

Adscripción: LabCAF/Facultad de Física, Univ. de Santiago de Compostela (España).
Fecha: Jueves, 28 de enero del 2016
Lugar: Auditorio Ricardo Monges López, Instituto de Geofísica
Hora: 12:30 hrs.

RESUMEN
El estudio de los rayos cósmicos es de gran interés para entender mejor su origen y por la gran información que ofrecen de la actividad solar, los campos magnéticos terrestre e interplanetarios y la atmósfera terrestre entre otros. Desde marzo de 2015 se encuentra tomando datos de forma regular en la Univ. de Santiago de Compostela un detector de rayos cosmicos de la familia Trasgo. Este tipo de detectores se caracterizan por ofrecer unas resoluciones angular y temporal únicas. A su alrededor, una colaboración internacional de mas de 20 investigadores de 5 paises europeos está desarrollando las tecnicas de analisis necesarias para su uso en todos aquellos campos. Los trasgos podrían servir de base para el desarrollo de nuevos detectores, chaneques, que complementasen los ya existentes en los observatorios de rayos cósmicos del Consorcio Sierra Negra en el Parque Nacional del Pico Orizaba y la red latinoamericana LAGO.

The long-term volatile inventory of the Earth-like planets - Source and loss processes

Prof. Rickard Lundin

Adscripción: Swedish Institute of Space Physics.
Fecha: Martes, 09 de febrero del 2016
Lugar: Auditorio Ricardo Monges López, Instituto de Geofísica
Hora: 12:30 hrs.

RESUMEN
Under the assumption that Venus, Earth and Mars after the late bombardment were able to built up an atmosphere and hydrosphere from the same volatile inventory in the solar system, the obvious question is What made their volatile inventory evolve so differently? The Earth with a balanced atmosphere, rich of water is the only one with a fully developed biosphere, while our kin Venus and Mars have evolved into arid inhabitable planets. As for Mars, there are ample evidences for an early Noachian water rich period on Mars. The question is, what made Mars and Venus evolve so differently compared to the Earth? Various hydrospheric evolution scenarios for Mars have been forwarded based on surface morphology, chemical composition simulations, semi-empiric (in-situ data) models, and the long term evolution of the Sun. Progress has been made, but the case is still open regarding the changes that led to the present surface and tenuous atmosphere at Mars. The presentation will address teo issues: The origin, specifically water on the terrestrial planets, and the long-term loss of volatiles. While more is known about how solar forcing may lead to a long-term planetary loss of volatiles, the origin/source of water is still subject to conflicting ideas. The intent is to provide a perspective of both source and loss processes.

El comportamiento fluido del viento solar: Vórtices en la estela de cuerpos planetarios.

Dr. Héctor Pérez de Tejada

Adscripción: Instituto de Geofísica, UNAM.
Fecha: Jueves, 10 de marzo del 2016
Lugar: Auditorio Ricardo Monges López, Instituto de Geofísica
Hora: 12:30 hrs.

RESUMEN
Mediciones realizadas con vehículos espaciales en la estela de varios cuerpos planetarios han mostrado evidencia de estructuras que semejan vórtices con movimiento relativo a la estela. Observaciones realizadas con el vehículo CLUSTER en la magnetosfera de la Tierra indican tales características en la vecindad de su magnetopausa. Así mismo los datos de plasma obtenidos con los vehículos Pionero Venus y Venus Express en la estela del planeta Venus muestran una rotación en la dirección del viento solar que es consistente con la existencia de un vórtice de gran tamaño ubicado cerca del planeta. Recientemente los datos obtenidos con el vehículo ¨Nuevos Horizontes¨ en la vecindad de Plutón también sugieren la presencia de un vórtice o un ¨streamer¨ en su estela.

Análisis de las mediciones del Monitor de polvo de Philae/Rosetta.

Dr. Alberto Flandes

Adscripción: Instituto de Geofísica, UNAM.
Fecha: Jueves, 14 de abril del 2016
Lugar: Auditorio Ricardo Monges López, Instituto de Geofísica
Hora: 12:30 hrs.

RESUMEN
El monitor de impacto del aterrizador Philae de la nave Rosetta es un cubo de 7 cm de lado. Tres de sus lados están cubiertos con segmentos piezoeléctricos que pueden estimar la velocidad de impacto y el tamaño de las partículas milimétricas y submilimétricas que impactan sobre sus superficies a partir del voltaje generado por el impacto. DIM se diseñó para evaluar los flujos y propiedades de este tipo de partículas que se mueven en las cercanías del núcleo del cometa 67P. El módulo Philae alcanzó la superficie del cometa 67P el 11 de noviembre de 2014 en una etapa de poca actividad del cometa donde se observaron jets sólo de la parte central y más estrecha del cometa que fue la primera en exhibir jets. Durante su descenso, el monitor estuvo activo y se volvió an encender poco después del acometizaje. Durante el descenso DIM detectó una gran cantidad de impactos, pero sólo uno de éstos resultó ser un impacto real. Este impacto corresponde a una partícula de 1 a 2 mm de radio que impactó el sensor a una velocidad de alrededor 1 m/s y a 2.4 km de la superficie del cometa. Los experimentos de calibración indican que esta partícula es de hielo y que tiene una porosidad cercana al 70%. Después del aterrizaje el monitor no registró más impactos. La comparación de esta detección de DIM con las detecciones del detector de polvo a bordo del orbitador Rosetta (GIADA) confirman que la partícula detectada por DIM es real. En esta plática mostraré los modelos que hemos usado para la evaluación de los datos arrojados por DIM, para determinar las propiedades de la partícula detectada y su dinámica, así como para evaluar el desempeño general del monitor sus potenciales capacidades del detector en el lugar final de aterrizaje.

Coronal Mass Ejections: From a Novelty to a Natural Hazard.

Dr. Nat Gopalswamy

Adscripción: Solar Physics Laboratory, NASA Goddard Space Flight Center, EEUU.
Fecha: Jueves, 12 de mayo del 2016
Lugar: Auditorio Ricardo Monges López, Instituto de Geofísica
Hora: 11:00 hrs.

RESUMEN
Coronal mass ejections (CMEs) were discovered in 1971, some fifteen years into the Space Era. It took another two decades to realize that CMEs are the most important players in solar terrestrial relationship as the root cause of severe weather in Earth's space environment. CMEs are now counted among major natural hazards because they cause large solar energetic particle (SEP) events and major geomagnetic storms, both of which pose danger to humans and their technology in space and ground. Geomagnetic storms discovered in the 1700s, solar flares discovered in the 1800s, and SEP events discovered in the1900s are all now found to be closely related to CMEs via various physical processes. This talk outlines a number of key developments that preceded the discovery of white-light CMEs suggesting that CMEs were waiting to be discovered in the 1960s. It took a variety of observations from space and ground and theoretical intuition in arriving at the full picture of CMEs. The last two decades witnessed an explosion of CME research following the launch of the Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) mission in 1995, resulting in the complete understanding of the origin, interplanetary propagation, and heliospheric impact of CMEs.

Observaciones multi-nave de choques interplanetarios.

Dra. Xóchiltl Blanco Cano

Adscripción: Instituto de Geofísica, UNAM.
Fecha: Jueves, 08 de septiembre del 2016
Lugar: Auditorio Tlayolótl, Instituto de Geofísica
Hora: 12:30 hrs.

RESUMEN
En esta plática discutiremos las características de choques interplanetarios observados por STEREO, Wind y MESSENGER. El poder observar un choque en diferentes puntos de la heliósfera nos permite estudiar cambios a lo largo de su superficie, los cuales influyen las regiones río arriba y río abajo.

Dinámica de ICMEs a través de un modelo termodinámico.

Dr. Héctor Durand-Manterola

Adscripción: Instituto de Geofísica, UNAM.
Fecha: Jueves, 25 de agosto del 2016
Lugar: Auditorio Tlayolótl, Instituto de Geofísica
Hora: 12:30 hrs.

RESUMEN
Las Eyecciones de masa coronal interplanetarias o ICMEs, por su importancia en el llamado clima espacial, han sido ampliamente estudiadas tratando de predecir su velocidad y el tiempo de tránsito del Sol a la Tierra. El presente es un trabajo teórico en el que presentamos un modelo analítico derivado de primeros principios con un enfoque termodinámico. El enfoque termodinámico tiene las siguientes ventajas respecto al hidrodinámico: se trabaja con energía, que es una magnitud escalar, y no con magnitudes vectoriales. Como la energía es aditiva se puede calcular el trabajo realizado por cada una de las diversas fuerzas por separado y luego sumarlos para finalmente obtener el cambio en velocidad. Todo esto simplifica el tratamiento matemático sin sacrificar el rigor. En el modelo se toman en cuenta la fuerza de arrastre, que es la que principalmente rige el movimiento del CME, y la fuerza de gravedad del Sol que aunque tiene un efecto menor es lo suficientemente importante para tenerla en cuenta. Hasta ahora es el único modelo que incluye el frenado de la gravedad del Sol. El modelo da una expresión analítica de la velocidad del ICME como función explicita de los parámetros del CME. Además el modelo permite predecir, aunque no analíticamente, el tiempo de transito del ICME.

Análisis de datos de astropartículas con los observatorios Pierre Auger, HAWC, y el detector Escaramujo en la UNACH.

Dra. Karen Salomé Caballero Mora

Adscripción: Facultad de Ciencias en Física y Matemáticas de la Universidad Autónoma de Chiapas y Centro Mesoamericano de Física Teórica.
Fecha: Jueves, 18 de agosto del 2016
Lugar: Auditorio Tlayolótl, Instituto de Geofísica
Hora: 12:30 hrs.

RESUMEN
Durante la charla se hablará de algunos estudios realizados con datos obtenidos en dos de los experimentos más importantes en la actualidad para detección de partículas de altas energías: el Observatorio Pierre Auger y HAWC. Así también se hablará sobre el proyecto para formación Escaramujo. En el caso del Observatorio Pierre Auger se hablará de un estudio para mejorar el parámetro sensible a la composicion llamado "risetime", explorando su comportamiento para distintas distancias, medidas desde el centro del chubasco. Otro estudio que se mencionará describe los efectos de la luz directa en los detectores de las estaciones de superficie del Observatorio Pierre Auger y su cambio como función del tiempo. También se hablará brevemente de un estudio para comprobar el funcionamiento de simulaciones realizadas para el detector BATATA. En el caso del experimento HAWC se describirá brevemente un estudio realizado para encontrar límites de detección de rayos gamma provenientes de materia oscura. De igual manera se describirá brevemente el proyecto Escaramujo y se presentarán otras actividades relacionadas con investigación en astropartículas que se realizan en la UNACH (LAGO y LARCAD).
Semblanza: Realizó estudios de licenciatura en Física en la Facultad de Ciencias de la UNAM y estudios de doctorado en la Universidad de Karlsruhe (KIT), Alemania, especializándose en Física de Astropartículas. Realizó una estancia posdoctoral en la Universidad Estatal de Pensilvania, EE.UU., trabajando en los experimentos IceCube y HAWC. Posteriormente fue investigadora posdoctoral en la Universidad de Santiago de Compostela, España, durante la cual trabajó en el experimiento Pierre Auger. También realizó una estancia posdoctoral en el CINVESTAV-Zacatenco, trabajando en los experimentos Pierre Auger y HAWC. Actualmente es profesora de tiempo completo en la Facultad de Ciencias en Física y Matemáticas de la Universidad Autónoma de Chiapas (FCFM-UNACH) e investigadora asociada del Centro Mesoamericano de Física Teórica (MCTP). Miembro de las colaboraciones Pierre Auger, HAWC, Escaramujo, JEM-EUSO y LAGO. Fue galardonada con una de las "Becas para mujeres en la Ciencia 2014", otorgadas por L'OREAL México, CONACyT, UNESCO, CONALMEX y AMC. Es miembro del Sistema Nacional de Investigadores nivel 1.

La Ráfaga Solar Del 22 de septiembre de 2014: Primera Evidencia De Dos Mecanismos Diferentes De Aceleración Con Base En Registros De Neutrones Solares.

Dr. José F. Valdés-Galicia

Adscripción: Instituto de Geofísica, UNAM.
Fecha: Jueves, 22 de septiembre del 2016
Lugar: Auditorio Tlayolótl, Instituto de Geofísica
Hora: 12:30 hrs.

RESUMEN
A las 16:06 TU del 8 de julio de 2014 ocurrió una ráfaga de magnitud M6.5, localizada en N12E56 del disco solar. Dos detectores de la red mundial de telescopios de neutrones solares localizados en alta montaña (el volcán Sierra Negra en México, 4600m snm y el monte Chacaltaya en Bolivia, 5200m snm), registraron cada uno dos pulsos de neutrones asociados a la ráfaga; separados 30 minutos aproximadamente. Los incrementos fueron también observados por el detector de neutrones solares a bordo de la Estación Espacial Internacional. En el presente trabajo se analizan los datos de neutrones en combinación con imágenes del Ultra Violeta (17.1nm y 30.4nm) del Sol, obtenidas por el Atmospheric Imaging Assembly (AIA) instalado a bordo del satélite Solar Dynamical Observatory. Este análisis conjunto conduce a la conclusión inescapable de que los dos incrementos de neutrones observados fueron producto de dos mecanismos distintos de aceleración: uno de ellos debido a la reconexión de dos lazos magnéticos; el otro al choque de frente de una Eyección de Masa Coronal. Hasta donde tenemos conocimiento, esta es la primera vez que se reporta evidencia fehaciente de dos mecanismos distintos de aceleración producto de la actividad solar.

El mini monitor de neutrones.

Dr. Rogelio Caballero

Adscripción: Instituto de Geofísica, UNAM.
Fecha: Jueves, 06 de octubre del 2016
Lugar: Auditorio Tlayolótl, Instituto de Geofísica
Hora: 12:30 hrs.

RESUMEN
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Repositorio Institucional de Clima Espacial.

Adscripción: Instituto de Geofísica, Unidad Michoacán, UNAM.
Fecha: Jueves, 20 de octubre del 2016
Lugar: Auditorio Tlayolótl, Instituto de Geofísica
Hora: 12:30 hrs.

RESUMEN
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Caracterización Atmosférica de la Cima del Volcán Sierra Negra.

M. en C. Marco Barrantes.

Adscripción: Instituto de Geofísica, UNAM.
Fecha: Miércoles 01 de marzo de 2017
Lugar: Auditorio Ricardo Monges López, Instituto de Geofísica.
Hora: 12:30 hrs.

RESUMEN
En la cima del volcán Sierra Negra (4580m snm), ubicado en el Parque Nacional Pico de Orizaba (coordenadas 18.98N, 97.46W), se halla el Telescopio de Neutrones Solares (TNS-SN). Este trabajo presenta el análisis del comportamiento de varios parámetros atmosféricos en dicho lugar: presión, temperatura, velocidad del viento y humedad relativa, ayudando a una adecuada caracterización de la atmósfera para el período de julio de 2012 a octubre de 2015. Se sabe que los parámetros elegidos influyen en la variabilidad temporal del flujo de rayos cósmicos de la parte superior de la atmósfera al lugar de observación. El conocimiento adecuado de dicha influencia, permite realizar correcciones en los niveles de conteo para eventos registrados por el TNS-SN. Por otra parte, una comparación con un estudio similar realizado hace una década, nos permite analizar la evolución de los parámetros con el tiempo y evaluar la estabilidad de las condiciones atmosféricas del sitio.

Repositorio Institucional de Clima Espacial.

Dra. Blanca Mendoza Ortega.

Origen y evolución del sistema de cañones Valles Marineris, Marte.

L. C. T. María del Mar Almazán López.

Adscripción: Instituto de Geofísica, UNAM.
Fecha: Miércoles 15 de marzo de 2017
Lugar: Auditorio Ricardo Monges López, Instituto de Geofísica.
Hora: 12:00 hrs.

RESUMEN
Las estructuras geológicas que se han podido distinguir en la superficie de Marte sugieren que en algún momento de la historia de este planeta se dieron procesos geológicos y climáticos similares a los que conocemos en la Tierra y que son capaces de modificar y esculpir la superficie planetaria de manera tan significativa. El hecho de que Marte haya sido alguna vez un planeta activo en donde ocurrieron diferentes procesos tiene grandes implicaciones astrobiológicas ya que, si alguna vez surgió la vida ahí, los cambios producidos en el planeta por dichos procesos probablemente tuvieron efectos importantes en ella. Las dimensiones y características físicas del Valles Marineris (el cual es el sistema de cañones más grande del sistema solar) permiten suponer que hubo una gran cantidad de procesos geológicos y cambios climáticos que pudieron haber intervenido en su origen y posterior evolución. Además, otras características particulares, como la presencia de minerales hidratados, convierten al sistema Valles Marineris en un sitio de interés astrobiológico. Así, el reconstruir la historia geológica de un rasgo tan significativo como lo es este sistema de cañones podría ayudar a entender mejor la evolución geológica y climática de Marte a través del tiempo y, por lo tanto, podría ayudar a definir si en algún momento de su historia este planeta presentó las condiciones necesarias para que la vida se originara y evolucionara. Durante esta plática, se abordarán en detalle las características que hacen tan particular a este impresionante sistema de cañones, las teorías que existen sobre su origen y evolución, y se tratará con especial atención la temporalidad que se ha inferido para las estructuras que sugieren que el agua pudo haber jugado un papel fundamental en el desarrollo del Valles Marineris.

El clima durante los últimos 300 años de la pequeña edad de hielo.

Dr. Víctor Manuel Mendoza.

Adscripción: Centro en Ciencias de la Atmósfera, UNAM.
Fecha: Miércoles 19 de abril de 2017
Lugar: Auditorio Ricardo Monges López, Instituto de Geofísica.
Hora: 12:00 hrs.

RESUMEN
La anomalía de la temperatura, relativa al periodo 1961-1990, de la superficie en el Hemisferio Norte durante los últimos 300 años de la pequeña edad de hielo, es simulada usando un modelo termodinámico del clima, al cual se le incorporan tres forzantes externos: la irradiación solar total, la concentración atmosférica de CO_2 y la cubierta fraccional de nubes bajas generadas por el flujo de rayos cósmicos (modulado por la actividad solar) que entra a la atmósfera. Nuestros resultados son comparables con varios proxy de anomalías de temperatura, en donde encontramos que el efecto de la cubierta de nubes bajas formadas por rayos cósmicos, desempeña un papel importante al enfriar la superficie a valores de temperatura comparables con los proxy..

Citlalin Tlamina y la importancia del estudio de las colisiones entre objetos cósmicos.

Dra. Guadalupe Cordero Tercero.

Adscripción: Instituto de Geofísica, UNAM.
Fecha: Miércoles 03 de mayo de 2017
Lugar: Auditorio Ricardo Monges López, Instituto de Geofísica.
Hora: 12:00 hrs.

RESUMEN
Cuando un cometa, asteroide o meteoroide choca con un planeta pueden ocurrir varias cosas dependiendo de la masa, la velocidad y la composición del objeto; de si el planeta o satélite tiene una atmósfera o no y del ángulo de impacto. En cuerpos sin atmósfera como Mercurio o la Luna, todos los objetos que chocan contra sus superficies producen cráteres de impacto cuyos tamaños van de centímetros a cientos e incluso miles de kilómetros de diámetro. En cuerpos con atmósfera, el encuentro con un meteoroide o cuerpo pequeño (asteroide o cometa) puede producir, dependiendo de la energía cinética del objeto, cráteres de impacto, meteoritas, meteoros y fragmentación. Todos y cada uno de estos fenómenos son interesante porque proporciona información sobre las superficies y evolución geológica de los cuerpos del sistema solar. Citlalin Tlamina, la Red Mexicana de Meteoros tiene como objetivos entender la interacción de los objetos cósmicos con la atmósfera terrestre, determinar algunas de sus propiedades físicas, determinar órbitas de pre-entrada y recuperar y estudiar meteoritas.

Dinámica de meteoroides.

Fis. Sonia Cornejo Patiño.

Adscripción: Instituto de Geofísica, UNAM.
Fecha: Miércoles 17 de mayo de 2017
Lugar: Auditorio Ricardo Monges López, Instituto de Geofísica.
Hora: 12:00 hrs.

RESUMEN
Los meteoroides representan pequeños fragmentos tanto de asteroides como de núcleos cometarios. Por diversos mecanismos, como perturbaciones orbitales o colisiones entre ellos, algunos meteoroides abandonan su órbita y comienzan un camino que los lleva a impactar con la Tierra. Éstos impactan con nuestro planeta continuamente ingresando alrededor de 40000 toneladas de material al año con velocidades de impacto que están en un rango entre los 11.2 y 72.8 km/s. Cuando un meteoroide ingresa en la atmósfera, éste comienza a interactuar con los átomos y moléculas de la misma en un proceso conocido como precalentamiento. Como consecuencia de este proceso, el material del objeto puede fundirse, evaporarse y por último ionizarse. Es en este momento en que comienza el fenómeno conocido como meteoro o estrella fugaz. Si la presión aerodinámica que se ejerce sobre él iguala a la resistencia del material que lo conforma el meteoroide se fragmente súbitamente liberando una gran cantidad de energía. En cuanto deja de haber energía cinética suficiente como para evaporar o proveer calor al meteoroide termina la ablación. En promedio, el meteoro de un meteoroide dura entre 1 y 6 segundos. Para objetos no muy grandes, los fragmentos del meteoroide tienen dos destinos dependiendo de su masa y velocidad: uno es evaporarse y el otro es seguir su trayectoria a través de la atmósfera en un proceso conocido como vuelo oscuro. En éste, los fragmentos del meteoroide continúan viajando por la atmósfera más o menos juntos hasta que impactan con la superficie terrestre. En caso de que el objeto se haya fragmentado, sus pedazos quedan distribuidos sobre el suelo dentro de un área elíptica conocida como elipse de dispersión. Los fragmentos sobrevivientes se conocen como meteoritas. En este seminario se presenta un método que permite reconstruir la trayectoria de estos objetos a partir del registro en video de la traza de su meteoro desde dos puntos distintos empleando los datos de la Red Mexicana de Meteoros "Citlalin Tlamina". La reconstrucción de la trayectoria del meteoroide nos permitirá estudiar en detalle estos objetos, en particular seremos capaces de conocer su trayectoria durante la ablación para estudiar su interacción con la atmósfera, de obtener su órbita de procedencia y de construir la elipse de dispersión de las meteoritas asociadas..

La capacidad predictiva de la relación Titius-Bode.

M. en A. Patricia Lara.

Adscripción: Instituto de Geofísica, UNAM.
Fecha: Miércoles 31 de mayo de 2017
Lugar: Auditorio Ricardo Monges López, Instituto de Geofísica.
Hora: 12:00 hrs.

RESUMEN
La relación Titius-Bode (TB) es una progresión matemática que relaciona el semieje mayor de los planetas con el número de órbita ascendente con respecto a la estrella primaria. Desde su formulación en 1762, por Johann Daniel Titius y posteriormente popularizada por Bode, ésta ha sido controvertida debido a la falta de una explicación física. Los semiejes mayores de los planetas del Sistema Solar siguen la relación TB, ésta predijo la posición del planeta enano Ceres y ayudó como guía a los descubrimientos de Neptuno y Urano. Gracias al avance tecnológico se han podido descubrir más de 3000 exoplanetas. A partir de estos descubrimientos se han publicado trabajos donde muestran que los semiejes mayores de los sistemas exoplanetarios con 4 o más planetas siguen una relación tipo Titius-Bode. En esta platica mostraré la capacidad predictiva de planetas que tiene la relación Titius-Bode y cómo podría servir de guía para la detección de planetas aún no descubiertos.

Linking astrophysical and space plasmas with the Earth's bow shock.

Dr. David Burgess.

Adscripción: Queen Mary University of London.
Fecha: Miércoles 7 de junio de 2017
Lugar: Auditorio Ricardo Monges López, Instituto de Geofísica.
Hora: 12:00 hrs.

RESUMEN
Since many astrophysical plasmas are collisionless, it is often said that space plasmas can be used to infer the behavior of distant plasma systems. On the other hand, often the plasma parameters are widely different and the comparison becomes unreliable. I will discuss two examples of making the link between astrophysical and space plasmas using observations and simulations for the Earth's bow shock. The problem of particle acceleration from the thermal population is a basic step of shock acceleration and relevant to understanding high energy particles. Within the Earth's bow quasi-parallel bow shock there are intermittent bursts of specular ion reflection of solar wind ions. Using Cluster spacecraft observations, we study the signatures of ion reflection events in the turbulent transition and with the support of a hybrid simulation of the shock, we show that these reflection signatures are characteristic of the first step in the ion injection process. Next, we consider the problem of very high Mach shocks, which are more likely to be found in astrophysical systems. Recent observations at Saturn have found bow shocks with Alfven Mach numbers approaching 100. I will describe Cluster observation of bow shocks at the Earth with MA exceptionally up to 40. At these very high Mach numbers a different kind of dynamics is observed, compared with more usual conditions. Although both ion reflection and the shock profile are modulated at the upstream ion gyroperiod timescale, the dominant wave growth in the foot takes place at sub-proton length scales and is consistent with being driven by the ion Weibel instability. The applicability of these observations to astrophysical systems will be discussed.

Estado actual del Telescopio Centellador de Rayos Cósmicos y el desarrollo de la nueva electrónica para la detección de partículas de alta energía.

M. en I. Marcos Anzorena Méndez.

Adscripción: Instituto de Geofísica, UNAM.
Fecha: Miércoles 14 de junio de 2017
Lugar: Auditorio Ricardo Monges López, Instituto de Geofísica.
Hora: 12:00 hrs.

RESUMEN
El Telescopio centellador de rayos cósmicos (SciCRT) es un nuevo detector de rayos cósmicos. Un telescopio de neutrones solares mejorado y muones al mismo tiempo. Está compuesto por 15000 barras de centelleo, ordenadas de tal forma que permiten registrar la traza y energía depositada de las partículas incidentes. El telescopio fue instalado en la cima del volcán Sierra Negra, Puebla y ha estado en operación desde Marzo de 2014. Actualmente sólo 5/8 partes del detector trabajan y, para poder completar la instalación, se requiere el desarrollo de nueva electrónica de alta velocidad. Debido a la complejidad que resulta trabajar directamente con el telescopio para desarrollar la nueva electrónica y los experimentos necesarios, se construyó e instaló una cámara oscura en Ciudad Universitaria. Nuestro objetivo es caracterizar el sistema optoelectrónico compuesto por la cámara oscura, un tubo fotomultiplicador multi-ánodo (MAPMT) y una fuente lumínica, y utilizar dicho sistema para la calibración de la nueva electrónica. Por otro lado, describiré los avances en el desarrollo de la nueva electrónica del telescopio. Para lograr este objetivo instalamos el detector prototipo del SciCRT (miniscibar) en Ciudad Universitaria. Utilizando este detector hemos trabajado en desarrollar un "Time digital converter"; con el cual implementamos usando un FPGA una técnica para digitalizar la señal a la salida del MAPMT, logrando de esta manera una alta escala de integración. Finalmente, presentaré un análisis de los datos más recientes obtenidos por el telescopio, tratando de mostrar las capacidades del SciCRT como detector de rayos cósmicos y la estabilidad en su operación.

Estación para el monitoreo de la Resonancia Schuman (ERS-01). Estado actual, logros y dificultades.

Ing. Pablo Sierra.

Adscripción: Instituto de Geofísica y Astronomía, Ministerio de Ciencia y Tecnología, Cuba.
Fecha: Viernes 18 de agosto de 2017. Por única vez.
Lugar: Auditorio Ricardo Monges López, Instituto de Geofísica.
Hora: 14:00 hrs. Por única vez.

RESUMEN
Se presenta en esta breve y resumida plática, esencialmente gráfica, el estado actual de la estación para el monitoreo de la señal de ELF = (0 a 40 Hz), conocida como Resonancia Schumann (RS). Se muestran las últimas modificaciones y nuestras consideraciones en cuanto a los pasos a seguir para lograr que, con el esfuerzo de todos los que trabajamos en este proyecto, se pueda ofrecer una base de datos tal que permita llevar a cabo las investigaciones que con la misma se puedan realizar por especialistas de diferentes disciplinas para las cuales existen numerosos reportes y publicaciones en las que se muestra relación causa/efecto y la utilidad de este "sensor remoto natural", que es el fenómeno de la RS con una gran actualidad.

LA FRONTERA DE LA CIENCIA EN LA FÍSICA DE ALTAS ENERGÍAS

Dra. MYRIAM MONDRAGÓN CEBALLOS
Instituto de Física, UNAM

RESUMEN
Presentamos un panorama general de los tópicos de frontera en la física de Altas Energías y su conexión con la astrofísica y la cosmología.

FRONTERAS COMPRESIVAS DEL ANTECHOQUE TERRESTRE OBSERVADAS POR CLUSTER Y THEMIS

M. en C. Diana Rojas Castillo
Instituto de Geofísica, UNAM

RESUMEN
El carácter supermagnetosónico del viento solar hace que, al interaccionar con la magnetosfera terrestre se forme el choque de proa y la región del antechoque. En éste último coexisten partículas, ondas y otras estructuras de gran escala como son las fronteras compresivas del antechoque (FCAs). Las FCAs son estructuras magnéticas reportadas en resultados de simulaciones globales híbridas y recientemente observadas in situ. Las FCAs están asociadas con la compresión del campo magnético y la densidad del viento solar, y representan una región de transición entre plasmas con distintas características. En este trabajo mostramos los resultados del análisis hecho a FCAs que fueron observadas con las múltiples naves que conforman las misiones Cluster y THEMIS. Examinamos algunas de sus propiedades como son amplitud de campo magnético y densidad, velocidad y dirección de movimiento. También analizamos las distribuciones de iones que existen en las regiones vecinas a las FCAs y su posible relación con las fronteras internas del antechoque.

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EFECTOS DE CAMPOS MAGNÉTICOS QUE SIMULAN TORMENTAS GEOMAGNÉTICAS EN LA PRESIÓN ARTERIAL EN RATAS

M. en C. J. LÉNICA MARTÍNEZ BRETÓN
Instituto de Geofísica, UNAM

RESUMEN
Se presentará los avances del primer semestre del proyecto doctoral "Efectos de campos magnéticos que simulan TG en ratas tipo Wistar". Partiremos de un contexto fisiológico y etológico del problema, que nos permita contextualizarlo. Además presentaremos los avances concernientes al análisis de datos del índice geomagnético Dst y de la componente horizontal medida en el observatorio de Teoloyucán.

EL OBSERVATORIO HAWC DE RAYOS GAMMA EN EL VOLCÁN SIERRA NEGRA, PUEBLA

Dr. ANDRÉS SANDOVAL ESPINOSA
Instituto de Física, UNAM

RESUMEN
El observatorio HAWC de rayos gamma de alta energía está siendo construido en el volcán Sierra Negra, Puebla, por una colaboración binacional México-Estados Unidos. Consistiendo en 300 detectores de luz Cherenkov en agua que cubren un área de 24,000 m² este instrumento único en el mundo estudiará los fenómenos más violentos del universo como supernovas, pulsares, galaxias con núcleos activos AGNs y destellos de rayos gamma GRBs. También se usará para estudiar física solar, para buscar materia obscura y física fundamental como violaciones a la invariancia de Lorentz. La construcción de HAWC empezó a principios del 2011 y los 300 detectores quedarán instalados en la segunda mitad del 2014, pero dada su construcción modular llevamos ya 4 meses de operación continua con 10% del arreglo. Se presentarán el proyecto y los primeros resultados..

RECONEXIÓN MAGNÉTICA EN PLASMAS ESPACIALES POCO DENSOS: ALGUNOS EJEMPLOS EN LA MAGNETOSFERA Y LA CORONA SOLAR

Dr. JULIO J. MARTINELL BENITO
Instituto de Ciencias Nucleares, UNAM

RESUMEN
La reconexión magnética es un fenómeno muy frecuente en los plasmas del sistema solar. Normalmente se da por la disipación resistiva de energía magnética en regiones donde el campo magnético se anula, pero cuando los plasmas son poco densos o muy calientes las colisiones entre partículas que producen la resistividad eléctrica son muy raras y este proceso se vuelve muy poco efectivo. En estos casos la reconexión se da por otros efectos como la inercia electrónica o los gradientes anisotrópicos de presión. Para tratar estos casos se ha desarrollado un modelo numérico que incluye los diferentes efectos que dan lugar a la reconexión y se ha aplicado para estudiar problemas específicos de plasmas espaciales. En primer lugar se estudia la reconexión en el lado día de la magnetosfera terrestre cuando llegan perturbaciones en el viento solar y se muestra que puede tenerse un proceso cuasi-continuo de reconfiguración de líneas de campo. En un segundo problema se ha considerado la liberación de energía en la corona solar por procesos de reconexión en múltiples escalas y se ha encontrado que la energía liberada de esta manera puede dar cuenta del flujo energético requerido para mantener la temperatura de la corona, si se incluyen escalas de nano-ráfagas.

EL HIGGS

Dr. GENARO TOLEDO SÁNCHEZ
Instituto de Física, UNAM

RESUMEN
En esta charla presentaré los fenómenos que llevaron a la concepción del Higgs y las propiedades esperadas de éste, las cuales indicaron hacia dónde debía dirigirse su búsqueda. También se mostrará qué es lo que hemos aprendido con la actual evidencia experimental y qué cosas necesitan todavía ser estudiadas.

ONDAS MHD PRODUCIDAS EN PLASMAS EN MOVIMIENTO

M. en C. ERIC GÓMEZ GÓMEZ
Instituto de Geofísica, UNAM

RESUMEN
El comportamiento y la distribución de ondas MHD producidas en un plasma son analizados cuando se examinan en un sistema de referencia con movimiento relativo al plasma. Se deriva la ecuación de dispersión para las ondas MHD cuando el plasma, en presencia de un campo magnético uniforme, está en movimiento respecto a un observador. La ecuación de dispersión es de cuarto orden y da lugar a 4 ondas (independientes de la onda de Alfvén) con diferente velocidad y distribución en el espacio. Se presenta un análisis numérico de la forma de los diagramas de Friedrichs correspondientes a la velocidad de fase y de grupo de cada onda en función de la velocidad del plasma. Se considerará la aplicación de los resultados del análisis para describir la evolución de ondas MHD generadas en el viento solar cuando son examinadas desde un sistema de referencia planetario.

APLICACIONES DE LA BIOLOGÍA HACIA LA GEOBIOLOGÍA Y LA ASTROBIOLOGÍA

Dr. HUGO BERALDI CAMPESI
Instituto de Geología, UNAM

RESUMEN
Los microbios, procariontes y eucariontes, son los principales responsables del reciclaje biológico y el mantenimiento de la biosfera. Han sido el tipo de vida dominante en la Tierra por mas del 80 % del tiempo geológico y su diversidad ecológica, metabólica, simbiótica y geográfica aun sigue dando sorpresas a la ciencia. Mi charla ahondara sobre aspectos críticos del rol de los microbios en los procesos geológicos y explicara casos concretos en los que se conjuntan una gama de técnicas y análisis que conviven en las áreas de geobiología y astrobiología.

DIM: EL DETECTOR DE POLVO DE LA NAVE ROSETTA

Dr. ALBERTO FLANDES
Instituto de Geofísica, UNAM

RESUMEN
Rosetta (ESA) es la primera misión que intentará 'aterrizar' en un cometa (67P/Churyumov-Gerasimenko). La nave tiene dos etapas: un orbitador (Rosetta) y un módulo de aterrizaje (Philae). Cada una porta 10 diferentes instrumentos para el análisis de la superficie, el núcleo, el polvo y el plasma cometarios. Entre los instrumentos de Philae está el pequeño cubo DIM (Dust Impact Monitor) cuyo objetivo es estudiar la población de polvo milimétrico y submilimétrico que se mueve cerca de la superficie cometaria. En esta plática hablaré sobre la física, la electrónica, las pruebas de calibración y las expectativas de DIM.

OPTOMECÁNICA EN LA INSTRUMENTACIÓN ASTRONÓMICA

Dr. ALEJANDRO FARAH SIMÓN
Instituto de Astronomía, UNAM

RESUMEN
Las técnicas utilizadas como el análisis por elementos finitos, los presupuestos de errores y el análisis integral optomecánico son descritas en esta plática. Como ejemplo se incluye la descripción de algunos de los proyectos que el Instituto de Astronomía de la UNAM ha desarrollado aplicando la optomecánica en la instrumentación. Particularmente en el desarrollo de la Cámara OSIRIS del Gran Telescopio Canarias, el espectrógrafo ESOPO para el telescopio de 2 m del Observatorio Astronómico Nacional y el instrumento RATIR para seguimiento de explosiones de rayos gamma.

JETS RELATIVISTAS Y EXPLOSIONES DE SUPERNOVA

Dr. FABIO DE COLLE
Instituto de Ciencias Nucleares, UNAM

RESUMEN
Los destellos de rayos gamma (GRBs por su sigla en Ingles) son entre los fenómenos mas luminosos del universo. Existen fuertes evidencias que muestran como están asociado a explosiones de supernova. El paradigma para explicar los GRBs asume que durante el colapso del núcleo de Hierro de una estrella de tipo Wolf-Rayet el momento angular es suficientemente grande como para crear un disco de acreción y generar un chorro bipolar relativista. Estos jets atraviesan la estrella, y emiten un poderoso destello de rayos gamma una vez que salen de su fotosfera. En esta platica se presentan resultados de simulaciones numéricas relativistas que exploran la dinámica del jet mientras se propaga en de la estrella y mientras desacelera en el medio interestelar.

100 YEARS OF COSMIC RAYS (IN THE HELIOSPHERE)

Dr. HARM MORAAL
North-West University, Potchefstroom, South Africa

RESUMEN
The 100th anniversary of the discovery of cosmic rays by Victor Hess on 7 August 1912 was celebrated in Bad Saarow in Germany from 6 to 8 August 2012. This is the place where his balloon landed. I had the privilege to give a presentation about cosmic rays in the heliosphere, which was one of 30 talks, covering all branches of cosmic-ray physics. I intend to repeat this talk, which focuses on:
1. The exploration of the heliosphere by (primarily) the Voyager and Ulysses spacecraft.
2. The long-term baseline of modulation studies supplied by (primarily) ground-based detectors.
3. The current realization that the future of this work lies towards the sun which is the source of it all, instead of in the outer heliosphere.

Particle Acceleration in Solar Flares based on Hinode White-Light Flare Observations

DRA. KYOKO WATANABE
Agencia Espacial Japonesa (ISAS/JAXA)

RESUMEN
In association with solar flares, we sometimes observe enhancements of visible continuum radiation, which is known as a ”white-light flare”. Such flares are mainly associated with energetic events, such as X-class flares, and they are still rarely observed since first being discovered about 150 years ago. Because many observed events show a close correlation between the time profiles and locations of white-light emission, and the hard X-rays and/or radio emission, there is some consensus that the origin of white-light emission is due to accelerated particles, especially non-thermal electrons. So, during such big flares which have white-light emission, huge amounts of electrons are accelerated to high energies, and there is a possibility that flare accelerated particles affect the Earth. The Solar Optical Telescope (SOT) onboard the Hinode satellite has the capability of observing white-light flares in the G-band and three continuum bands with a broadband filter. Using the Hinode Flare Catalog (Watanabe et al., 2012), we searched for white-light events using G-band and continuum data. We found more than 20 Hinode/SOT white-light events in association with M-class or larger flares between launch (September 2006) and October 2012. We present some of these observed events in detail, and discuss the flare parameters related to particle acceleration and the origin of the white-light emission.

DISTRIBUCIONES DE ELECTRONES SUPERTÉRMICOS ASOCIADAS A LAS ONDAS DE CHOQUE INTERPLANETARIAS: OBSERVACIONES DE SWEA

Dr. PRIMOZ KAJDIC
Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie, Université Paul Sabatier, Toulouse, France

RESUMEN
Los electrones en el viento solar (VS) prístino pertenecen a tres poblaciones distintas: el núcleo, el halo y el strahl. A los electrones del núcleo también se les denomina como electrones térmicos. Ellos representan 95% de todos los electrones en el VS. Sus energías son menores a 70 eV. Los electrones que pertenecen al strahl y al halo se les denomina supertérmicos. Sus energías pueden alcanzar hasta 2 keV. En la presencia de diferentes estructuras en el VS, como son eyecciones de masa coronal interplanetarias y las regiones de interacción de las corrientes, las distribuciones de los electrones cambian. En el pasado se han reportado las reducciones a 90 grados de ángulo de tiro (pitch angle) y las distribuciones cónicas con ángulos de tiro intermedios (entre 0 y 90 grados). Estas distribuciones usualmente son asociadas a las líneas de campo magnético interplanetario (CMI) cerradas en las nubes magnéticas o a las líneas de campo abiertas, que atraviesan estructuras con CMI reforzado, localizadas en distancias heliocéntricas grandes. En mi presentación hablaré de un nuevo tipo de distribuciones de electrones supertérmicos, los incrementos a 90 grados de ángulo de tiro. Estas distribuciones se han encontrado cerca de los choques interplanetarios observados por las naves STEREO. Durante el periodo del 2007 a 2011, la misión STEREO ha detectado más de 230 choques interplanetarios. Los incrementos a 90 grados se han encontrado en cercanía de 50% de estos choques. Por ahora no conocemos su origen. Las propiedades estadísticas de los choques asociados a estas distribuciones no parecen ser diferentes de los demás choques. Por otro lado, se ha encontrado que la actividad de las ondas electromagnéticas aumenta en la presencia de las nuevas distribuciones.

CARACTERÍSTICAS DEL ASTEROIDE QUE EXTINGUIÓ A LOS DINOSAURIOS

Dr. HÉCTOR DURAND MANTEROLA
Instituto de Geofísica, UNAM

RESUMEN
Cuando un asteroide o cometa impacta con la superficie de un cuerpo planetario libera en instantes toda su energía cinética, pulverizando y fundiendo la roca, comprimiéndola con la onda de choque generada y finalmente excavando una cavidad en el suelo: el cráter de impacto. La formación de cráteres de impacto es un proceso geológico que ocurre en todos los cuerpos con superficies solidas del sistema solar. Las características de los cráteres así formados cambian con el tamaño de la cavidad excavada. En el año 1980 Álvarez et al. propusieron que en la transición del periodo cretácico al paleógeno un gran impactor colisionó en la Tierra siendo el causante de la extinción masiva ocurrida en le frontera K/Pg. En 1980 no se conocía ninguna estructura de impacto que pudiera ser responsable de esta extinción. Fue hasta 1991 en que un grupo internacional de investigadores entre los que se encontraba Antonio Camargo, investigador mexicano que trabajaba en Petróleos Mexicanos propusieron que una estructura circular de entre 180 y 200 km enterrada bajo depósitos terciarios en la península de Yucatán, en México, era el cráter formado por el impacto propuesto por el grupo de Álvarez. Es muy probable que un impacto de esta magnitud, haya tenido grandes efectos en la estructura superficial e interna del planeta y en el medio ambiente. Para poder estudiar estos efectos se tiene que estimar las características que el impactor tenía. Se ha hecho bastante investigación acerca de la naturaleza del impactor y se ha propuesto tanto un asteroide como un cometa e incluso una lluvia de cometas que produjeron extinciones periódicas. En esta platica hablare sobre una estimación que hicimos de las características mas relevantes del impactor como son el tamaño, la masa y la energía cinética del objeto. Encontramos que la energía cinética del objeto impactor se encuentra en el intervalo de 4.72 x 10²³ J a 7.29 x 10²⁵ J. La masa esta en el intervalo de 1.77 x 10¹⁴ kg a 457 x 10¹⁷ kg. Finalmente el diámetro del objeto esta en el intervalo de 5.14 km a 95.6 km.