La_Piranga_Ed5-Digital

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Boletín La Piranga MCNS ᵜ 1
#5MedellínEnero - JunioAño 2020ISSN 2619-2713Edición digital
VI CONGRESO
COLOMBIANO DE
ASTRONOMÍA Y
ASTROFÍSICA
Boletín del Museo de Ciencias Naturales de La Salle - Un proyecto cultural del ITM
MEMORIAS
2 ᵜ Boletín La Piranga MCNS
© Instituto Tecnológico Metropolitano
Rector
Juan Guillermo Pérez Rojas
Decana Facultad de Artes y Humanidades
Paula Botero Bermúdez
Dirección Editorial La Piranga
Lázaro Mesa Montoya (Jefe de Oficina MCNS)
Comité Editorial La Piranga
Lázaro Mesa Montoya, Danny Urrego,
Iván López Lugo, Frank Vélez Penagos
Dirección Editorial Memorias COCOA2019
Andrés Torres Cañas (Coordinador Observatorio Astronómico ITM)
Comité Editorial Memorias COCOA2019
Pablo Cuartas Restrepo, Agustin Vallejo Villegas,
Frank Vélez Penagos
Textos
Ponentes VI Congreso Colombiano de Astronomía y Astrofísica
Corrección de textos:
Pablo Cuartas Restrepo, Andrés Torres Cañas,
Agustin Vallejo Villegas 
Comité científico (SOC): 
Germán Chaparro (ECCI) - Ciencias Planetarias 
Andrés Torres (ITM) - Proyectos educativos – Divulgación 
Luis Fernando Ocampo (ITM) - Instrumentación y Observatorios 
Santiago Vargas (OAN) - Estelar y Solar 
Andrés Ruiz (Parque Explora – Planetario de Medellín) - Astrobiología 
Ángela Pérez (Parque Explora - Planetario de Medellín) - Proyectos educativos 
- Divulgación 
Carlos Molina (SAA) - Arqueo astronomía - Astronomía cultural 
Esteban Silva Villa (UdeA) - Astrofísica Estelar 
Juan Carlos Muñoz (UdeA) - Galaxias y Cosmología 
Pablo Cuartas Restrepo (UdeA) - Ciencias Planetarias 
Héctor Rago (UIS) - Galaxias y Cosmología 
Camilo Delgado (UNAL) - Galaxias y Cosmología 
Comité organizador Local (LOC): 
Pablo Cuartas Restrepo (UdeA) 
Carlos Molina (Sociedad Antioqueña de Astronomía) 
Ángela Pérez (Planetario de Medellín), 
Andrés Ruiz (Parque Explora), 
Andrés Torres (ITM)
Compilación de imágenes:
Nelson Miranda Ríos, Luis Ocampo Ochoa, Andrés Torres Cañas, Tatiana 
Londoño Agudelo, Jorge Ochoa Restrepo, Frank Vélez Penagos
Diseño y diagramación:
Frank Vélez Penagos
Fotografías no citadas:
Archivo fotográfico MCNS
Agradecimientos:
Corporación Parque Explora 
Planetario de Medellín Jesús Emilio Ramírez González 
Sociedad Antioqueña de Astronomía 
Universidad de Antioquia
Instituto Tecnológico Metropolitano
Ubicación Observatorio Astronómico:
Calle 54A #30-01
Bloque L-701 - Campus Fraternidad ITM
Contacto OA: 460 0727 Ext. 5638
Correo electrónico: observatorioitm@itm.edu.co
Ubicación MCNS:
Calle 54A #30-01
Bloque L-207 - Campus Fraternidad ITM
Contacto Museo: 460 0727 Ext. 5512 - 5571
Correo electrónico: museodecienciasnaturales@itm.edu.co
Medellín - Antioquia - Colombia
Todos los derechos reservados.
Imagen: Fk Vélez P. / 2020
Portada: Parque Astronómico Campus Fraternidad ITM
Boletín La Piranga MCNS ᵜ 3
Contenido
PARTE I: INSTRUMENTACIÓN
Sistema de monitoreo del campo eléctrico atmosférico para el estudio de transitorios en EAS.
Estudio de la fracción de noches despejadas para la observación astronómica en Colombia.
Diseño e implementación de un sistema para detección de radio pulsos producidos por astropartículas.
Estimación de la resolución angular del centellador EJ200 para el diseño de un telescopio de muones portable.
Estimación del flujo de astropartículas usando el Sistema Global de Asimilación de Datos, para la colaboración LAGO.
The Tierras Observatory: anultra-precise photometer to characterize nearby terrestrial exoplanets.
PARTE II: ASTROFÍSICA SOLAR
Detección automática de puentes de luz en regiones activas del Sol por medio de técnicas de Machine Learning.
Grupo HELIOS/GTTP-USBMED.
Estudio observacional de la dinámica de puntos brillantes en una zona del Sol en calma.
Historical ionospheric data taken from Colombia during the Intense Solar Cycle Number 19.
Precipitación y atrapamiento de electrones en fulguraciones solares.
Análisis de la evolución de elementos magnéticos en la fotosfera solar por medio de diferentes métodos computacionales.
Detección de variaciones de campo magnético tipo sunquake de la región activa NOAA 11967.
PARTE III: ASTROFÍSICA ESTELAR
Enriquecimiento químico del universo después de la época de reionización.
Estimación de la temperatura efectiva para estrellas tipo K, a partir de espectroscopia de alta resolución.
Tratamiento numérico de la magnetohidrodinámica resistiva relativista.
Ionización del ISM y formación estelar en minor mergers de galaxias.
Formación estelar en las sobre-densidades de galaxias de disco a través de simulaciones numéricas.
Obtención de los diagramas Hetzprung-Russell (H-R) de los cúmulos: las Híades de Tauro y el Trapecio de Orión.
PARTE IV: ASTROBIOLOGÍA Y CIENCIAS PLANETARIAS
Posibilidades y desafíos en la química del Cosmos: el papel del fósforo en el origen de la vida.
The borders of the Solar System.
Efectos espaciales en la microalga Dunaliella salina para posible alimentación espacial.
Exoplanetas en la era de machine learning.
Constraining biomass around Enceladus hypothetical hydrothermal vents using Cassini Hydrogen fluxes.
Modelando un cometa.
Desarrollo de un algoritmo para análisis de datos de fotometría.
Descubrimiento de actividad cometaria en el complejo de Las Táuridas y confirmación de la catástrofe que ocurrió hace 13.000 
años.
Análisis de recursos pedológicos para la prospección agrícola en Marte.
Caracterización espectroscópica de estrellas huéspedes de exoplanetas con el telescopio Tigre: el papel de los planetas en la 
determinación del momento angular de las estrellas.
PARTE V: EDUCACIÓN Y DIDÁCTICA DE LA ASTRONOMÍA
Desarrollo de la habilidad de análisis científico por medio de la implementación de una estrategia didáctica basada en los cráteres 
lunares.
Como una fabulosa explosión en el Cosmos, nace Chi-Sué: Club de Astronomía del Colegio Heladia Mejía I.E.D.
Epistemología de la enseñanza de nociones básicas de cosmología a docentes en ejercicio y en formación.
Astrolabio: una herramienta didáctica para la observación astronómica autónoma y aprendizaje de las ciencias.
PARTE VI: ARQUEOASTRONOMÍA Y ETNOASTRONOMÍA
E´IYOU La Guajira: un estudio etno-astronómico.
Estudio arqueoastronómico de los petroglifos del municipio de Támesis.
PARTE VII: DIVULGACIÓN Y APROPIACIÓN SOCIAL DE LA ASTRONOMÍA
Astronomía y biodiversidad: el reto de la interdisciplinariedad.
Itinerario relativista, estrellas de neutrones, agujeros negros y ondas gravitacionales.
Programa IASC de búsqueda de asteroides en Colombia.
Study and astrometeorological analysis based on data recorded by the sensors of the environmental monitoring station REMS, 
RAD and TWINS in comparison with the Earth.
Radioastronomía didáctica: una estrategia para la enseñanza de la radioastronomía mediante la experimentación.
La Corporación UGAC.
Parque astronómico del ITM: un nuevo espacio para la astronomía de Medellín.
PARTE VIII: GALAXIAS Y COSMOLOGÍA
Modelling feedback mechanisms in the interacting system AM2322-821.
Transient astronomical object detection and classification in deep-space image sequences.
Estimación del factor virial a partir de la comparación de las masas de los agujeros negros obtenidas con parámetros de las líneas 
espectrales CIV y Mg II de una muestra de Cuásares.
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4 ᵜ Boletín La Piranga MCNS
Solución numérica e implementación computacional del problema de Riemann unidimensional.
Dinámica de cuerpos extendidos en relatividad general: un problema central en la astronomía moderna.
Estudio computacional de un jet incompresible en régimen laminar y turbulento.
El problema del dínamo cosmológico en perturbaciones a primer orden.
Sombra de un objeto compacto con momento cuadrupolar arbitrariode masa.
Fracturas y estabilidad convectiva en esferas autogravitantes polítropas anisótropas en relatividad general.
Función de correlación de dos puntos en el formalismo combinado perturbaciones – halo.
Probability distribution of orbital parameters of galaxies in minor mergers.
The role of the magnetic field in the formation of density structure in molecular clouds as revealed by dust polarization.
Constraining cosmological parameters with the β-skeleton of the cosmic web.
Reconstructing the cosmic web with machine learning.
Bayesian estimation and prediction of distance uncertainties in the cosmic distance ladder.
A large scale structure void identifier for galaxy surveys based on the beta-skeleton graph method.
Estimación del factor virial a partir de la Comparación de las masas de los agujeros negros obtenidas con parámetros de las 
líneas espectrales CIV y Mg II de una muestra de Cuásares.
The beta-skeleton view of the cosmic web.
Clasificación y determinación de Redshift de espectros astrofísicos mediante Machine Learning.
Simulando materia oscura colisional.
MANTRA: a Machine Learning reference lightcurve dataset for astronomical transient event recognition.
Substructures in minor Mergers’ tidal streams.
On the optical properties of cosmic telescopes: a spectroscopy study of the inner core of a massive galaxy cluster.
PARTE IX: PÓSTERES
INSTRUMENTACIÓN
Estimación de la resolución angular del centellador EJ200 para el diseño de un telescopio de muones portable.
Observación de la Región F de la Ionósfera con el primer radio interferómetro solar colombiano FiCoRI.
Desarrollo de una metodología para la calibración en flujo y longitud de onda del Espectrógrafo Lhires III del OAUTP para una 
rejilla de difracción de mediana resolución.
ASTROFÍSICA SOLAR
Observación de las variaciones estacionales de intensidad de muones para la red mundial de detectores de muones (GMDN).
Análisis de centroides de polaridad magnética en regiones solares activas.
ASTROFÍSICA ESTELAR
Estudio numérico de procesos de reconexión tipo Petschek bajo el marco de la RRMHD.
Condiciones de acoplamiento en hidrodinámica y radiación para esferas relativistas.
ASTROBIOLOGÍA Y CIENCIAS PLANETARIAS
Efecto de interacciones gravitacionales en modelos de síntesis de población planetaria.
Bayesian model evaluation of a gaussian mixture classification of exoplanetary systems.
Curvas de luz seculares y rotacionales de los asteroides 16669 Rionuevo, 1738 Oosterhoff y el extraño 728 Leonisi.
Grupo de Ciencias Planetarias y Astrobiología.
Detección de daños genéticos a dosis de radiación ultravioleta generadas por radiación cósmica durante vuelos internacionales.
EDUCACIÓN Y DIDÁCTICA DE LA ASTRONOMÍA
Percepciones del concepto de agujeros negros en estudiantes de básica secundaria.
DIVULGACIÓN Y APROPIACIÓN SOCIAL DE LA ASTRONOMÍA
Guía rápida para hacer astrofotografía más profesional.
Universo Medible IV: proyecto CODICA, cohetería para la divulgación de ciencias aeroespaciales.
Club de Ciencia “En una galaxia muy muy lejana”.
Astro-K y la divulgación.
GALAXIAS Y COSMOLOGÍA
Prueba geométrica de potenciales Trackers en cosmología.
Ecuación eikonal en universos de Bianchi I.
Ecuaciones ópticas de Sachs en el modelo cosmológico Bianchi I.
Construcción del espectro de potencias para un fluido de materia oscura utilizando teoría euleriana de perturbaciones 
cosmológicas a segundo orden.
About galactic disc formation and the relation between satellite orbital parameters and morphology of the host Galaxy.
Reconstrucción de los perfiles de masa en galaxias de disco con base en sus propiedades de lente gravitacional y curvas de 
rotación.
Estudio del contenido de materia oscura en galaxias de disco con Galrotpy.
Dinámica orbital en el sistema Hénon-Heiles relativista.
Reconstrucción de los perfiles de masa en galaxias de disco con base en sus propiedades de lente gravitacional y curvas de 
rotación.
Generación de radiación gravitacional bajo campos magnéticos primordiales y la inflación del universo.
PUNCH: un nuevo código para el trazado de rayos en espacio-tiempos estacionarios y axialmente simétricos.
Nueva generación de pares analíticos de densidad potencial para modelos de galaxias compuestos por discos y halos esferoidales.
Formation history of galaxies.
Applying the compressed sensing protocol on cosmological signals.
Equivalencias entre teorías escalar-tensor y f(R).
Caída de corrientes de gas frío hacia una galaxia central en simulaciones numéricas.
HISTORIETA
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8.5
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Boletín La Piranga MCNS ᵜ 5
Prólogo
La ciencia ofrece pocas emociones baratas. 
Los criterios de la evidencia son rigurosos. 
Pero si los seguimos, nos permiten ver muy 
lejos, siendo incluso 
capaces de iluminar una profunda oscuridad.
Carl Sagan, Un punto azul pálido, 1994.
La Astronomía colombiana tiene una historia de 
más de dos siglos. Pareciera que dicha historia 
ha pasado un poco desapercibida, al menos para 
el común de las personas, para las “personas 
de a pie” como se diría coloquialmente. Quienes 
hacemos Astronomía en Colombia conocemos 
bien nuestra historia astronómica, y recordamos 
apenas algunos de sus héroes: Caldas, Garavito… 
No parece que hubiese muchos más. 
Sin embargo, durante las últimas dos décadas de 
la historia de la Astronomía en Colombia, se ha 
dado un maravilloso renacer de esta ciencia en 
las universidades e institutos del país. Primero 
con la creación de los programas de posgrado 
del Observatorio Astronómico Nacional de la 
Universidad Nacional de Colombia (el mismo de 
Caldas y Garavito), y después con la creación del 
primer pregrado de Astronomía en la Universidad 
de Antioquia, así como con la creación de grupos 
de investigación y la llegada de astrónomos 
formados en el exterior a nuestras universidades. 
Hoy en día se hace Astronomía en universidades 
como los Andes, la Distrital, la UIS, la UTP, la 
UNAL, ITM y la UdeA, entre otras. 
Imagen: Observatorio Astronómico Nacional / Martinduquea / Wikimedia Commons
6 ᵜ Boletín La Piranga MCNS
Cuando se nos ocurrió al profesor Jorge 
Zuluaga y a mi embarcarnos en la quijotesca 
tarea de crear un programa de Astronomía, uno 
de nuestros sueños era llenar de astrónomos 
colombianos las universidades de Colombia y 
el mundo. Sabíamos que muchos pioneros ya 
habían iniciado esta peregrinación en busca 
de lo que nuestro país no les ofrecía, incluso 
mucho antes de que existiera cualquier programa 
académico en Astronomía. Veinte años después 
de creado el primer programa de posgrado del 
Observatorio Astronómico Nacional y diez años 
después de creado el pregrado de Astronomía 
de la Universidad de Antioquia, vemos como 
este sueño de llenar el mundo de astrónomos 
colombianos se va haciendo realidad. 
El Congreso Colombiano de Astronomía y 
Astrofísica (COCOA) nació de nuestro afán 
de encontrarnos, de nuestro afán por buscar 
a los nuevos “héroes” en la historia de la 
Astronomía colombiana. Queríamos reunirnos 
periódicamente para compartir experiencias y 
nuevos conocimientos. Estas memorias recopilan 
nuestras historias de la sexta versión de esta 
reunión de amigos, colegas y científicos, los que 
se atrevieron a hacer Astronomía en un país lleno 
de complejidades sociales y reacio a apoyar el 
desarrollo y la investigación en ciencias básicas. 
Disfruten pues de algunas de las historias sobre el 
Universo, contadas por astrónomos colombianos 
para astrónomos colombianos. 
Esperamos verlos en el próximo COCOA, llenos 
de nuevas historias y nuevos astrónomos. 
PabloCuartas Restrepo
Medellín, marzo 30 de 2020. 
Boletín La Piranga MCNS ᵜ 7
PARTE I
Instrumentación
Imagen: Vista desde el ojo de buey de la nave espacial. Tierra y naves espaciales / @vadimsadovski / Freepik
8 ᵜ Boletín La Piranga MCNS
En este trabajo, presentamos el diseño y primeras 
mediciones de un sistema de monitoreo de campo 
eléctrico atmosférico en observatorios de CRs. La 
estación está compuesta por dos módulos: uno 
encargado de medir la componente rápida del campo 
eléctrico (0.1 MHz – 1 MHz) por medio de un sensor 
de placas paralelas y sensor tipo molino encargado 
de medir la componente lenta del campo eléctrico (0.1 
Hz – 1kHz) con una resolución temporal de ocurrencia 
de 10 ns y un alcance de ~ 10 km. El estudio de la 
variación del flujo de rayos cósmicos atmosféricos 
durante las tormentas eléctricas es importante para 
comprender los mecanismos de aceleración de las 
partículas secundarias cargadas causados por campos 
eléctricos. Diversos estudios han correlacionado los 
cambios de flujo secundarios detectados a nivel de 
suelo con el campo eléctrico durante tormentas. Wang 
[1] Wang, Jun-Fang, Q. X.-S. y Z. , «Effect of thunderstorm electric field on intensity of cosmic ray muons,» 2012. 
[2] V. Alexeenko, N. Khaerdinov, A. Lidvansky y V. Petkov, «Transient variations of secondary cosmic rays due to atmospheric electric field and evidence 
for prelightning particle acceleration,» ELSERVIER, vol. 1, nº 12, pp. 299-306, 2002. 
[3] B. Bartoli, «Observation of the thunderstorm-related ground cosmic ray flux variations by ARGO-YBJ,» 2018. 
[4] B. Zhao, D. Huang, X. Zhou, K. Axi y X. Ma, «Effects of thunderstorms electric field on intensities of positrons, electrons and photons at Daocheng,» 
Proceendings of science, p. 7, 2019.
Universidad Industrial de Santander UIS 
leonardo.florez@correo.uis.edu.co
Leonardo Antonio Flórez Villegas [1]
Sistema de monitoreo del campo 
eléctrico atmosférico para el estudio 
de transitorios en EAS
1.1
et al [1]. y Alexeenko et al. [2] encontraron que la tasa 
de muones es modulada debido al campo eléctrico. 
Bartoli et al. [3] observaron un decrecimiento en el 
número de electrones registrados por ARGO-YBJ 
durante tormentas. Huang et al. [4] encontraron que 
la variación en el número de electrones y gammas 
depende de la polaridad del campo eléctrico. El 
aumento del número de gammas se genera por 
Bremsstrahlung en el exceso de electrones creados 
en la EAS. Sin embargo, debido al escaso registro de 
datos del campo eléctrico atmosférico durante estos 
eventos anómalos, en los observatorios de CRs, se ha 
limitado su estudio en profundidad. Por esta razón, es 
necesario conocer la intensidad y las variaciones del 
campo eléctrico y su correlación con los transitorios 
en la tasa de partículas detectadas a nivel de suelo. 
Imagen: Cámara de burbujas desde el ZGS de Argonne - HD.6B.155 / ENERGY.GOV / Wikimedia Commons
Boletín La Piranga MCNS ᵜ 9
1.2
La observación astronómica (en el rango óptico) 
desde la superficie de la Tierra está limitada por 
las características de la atmósfera, ya que la luz 
proveniente de objetos astronómicos puede cambiar 
su dirección de propagación o simplemente ser 
bloqueada por las nubes. Por esta razón, para la 
búsqueda de sitios adecuados para observaciones 
astronómicas, es necesario realizar un estudio 
detallado de las condiciones atmosféricas de la región 
de interés. 
En este trabajo se buscaron sitios potenciales para 
la observación astronómica en Colombia y países 
vecinos, estudiando la fracción de cielo despejado 
(FCD) en el año 2018 entre las 7pm y 5am (hora local). 
El estudio se basó en imágenes satelitales tomadas 
por el satélite GOES-16, usando el instrumento 
Advance Baseline Imager (ABI). La presencia (o 
ausencia) de nubes está determinada mediante la 
comparación de modelos de transferencia radiativa 
y mediciones de temperatura a diferentes alturas 
usando filtros instalados en el instrumento. 
Se definió como “noche despejada’’ aquella que 
tenga más de 5 horas consecutivas con FCD mayor 
o igual a 75%. Así, los criterios de selección para 
sitios potenciales son: Mínimo 80 noches del año 
despejadas (> 20% del año) y altura mínima de 
2000 metros sobre el nivel del mar. El último criterio 
Estudio de la fracción de noches 
despejadas para la observación 
astronómica en Colombia
minimiza la columna de aire sobre el sitio, atenuando 
la influencia del seeing atmosférico. 
Los resultados obtenidos mostraron que 9 sitios 
cumplen estas condiciones: 5 están en Colombia, 
3 en Ecuador y 1 en Venezuela. De los 9 sitios, 8 
se encuentran sobre la Cordillera de los Andes. 
Los resultados sugieren que el sitio más adecuado 
para observaciones astronómicas en Colombia se 
encuentra cerca de la Laguna de la Cocha, en el 
departamento de Nariño, con 135 noches despejadas 
en 2018 (~ 37% del año), seguido de un sitio cerca 
del Lago de Tota, con 117 noches despejadas (~ 
32% del año), ubicado cerca del centro del país. La 
exploración de regiones fuera de Colombia mostró 
que los Andes ecuatorianos tienen locaciones con 
hasta 48% de noches despejadas durante el año 
estudiado. Complementando los resultados de 2018, 
el primer semestre del 2019 no muestra variaciones 
importantes en comparación al año inmediatamente 
anterior, corroborando los resultados obtenidos. 
Se propone que se haga un estudio más detallado del 
Altiplano Cundiboyacence con miras a la instalación 
de un Observatorio Nacional.
Universidad de Antioquia 
daniel.arbelaezc@udea.edu.co
Daniel Arbeláez Cardona
Imagen: Panorámica de la Laguna de La Cocha tomada desde la Isla de La Corota / Gersonparra11 
/ Wikimedia Commons
10 ᵜ Boletín La Piranga MCNS
Los rayos cósmicos son partículas cargadas 
provenientes de objetos astrofísicos galácticos o 
extragalácticos. Éstas, al interactuar con la atmósfera, 
generan una lluvia de partículas secundarias las cuales 
emiten radiación electromagnética en diferentes 
longitudes de onda. Una de ellas está en el régimen 
del radio que se genera por dos vías. La primera se 
da por la deflexión de las partículas cargadas con 
el campo geomagnético y la segunda, cuando las 
partículas se acumulan en el frente de la lluvia lo que 
da lugar al efecto Askaryan. 
Este trabajo tiene como objetivo el diseño de una de 
las estaciones para el sistema de detección de las 
señales de radiofrecuencia, entre las frecuencias 
de 30 MHz hasta los 80 MHz, producidas por los 
rayos cósmicos en la atmósfera. Cada una de estas 
estaciones emplea dos antenas perpendiculares del 
tipo SALLA (Short Aperiodic Loaded Loop Antenna, 
por sus siglas en inglés) de 1,2 m de diámetro para 
Diseño e implementación de un 
sistema para detección de radio 
pulsos producidos por astropartículas
realizar la detección. Asimismo, cada antena emplea 
un LNA (Low Noise Amplifier, por sus siglas en inglés) 
y un módulo SDR (software defined radio, por sus 
siglas en inglés) para digitalizar las señales. Ambos 
SDR se conectan a una SBC (single-board computer, 
por sus siglas en inglés) de bajo consumo, mediante 
puertos USB. Además, cada estación se alimenta de 
un sistema de energía solar. 
Esta estación es el prototipo de un arreglo de 
sistemas de radiodetección que tiene como objetivo 
detectar rayos cósmicos con energías entre 10^16 y 
10^18 eV. La construcción y puesta en marcha de un 
observatorio de esta naturaleza permitiría estudiar 
la componente electromagnética de la lluvia y el 
desarrollo longitudinal de la misma. Por lo tanto, es 
posible hacer estudios de la composición química del 
rayo cósmico primario, el cual es un problema de gran 
interés en el área.
Universidad Industrial de Santander 
jesus.bonilla@correo.uis.edu.co
Jesús David Bonilla Neira 
1.3
Imagen: Rayos cósmicos / A. Chantelauze / S. Staffi / L. Bret / www.muyinteresante.es
Boletín La Piranga MCNS ᵜ 11
La muografía es una técnica empleada para la 
generación de imágenes de la estructura interna de 
grandes objetosaprovechando el flujo de muones que 
llegan a la superficie terrestre. Muchas aplicaciones 
incluyen el estudio de volcanes, cavidades subterráneas 
y monitores de material radiactivo en contenedores 
y reactores (Kaiser-2018). Los detectores usados 
para la técnica son llamados hodoscopios, algunos 
de ellos usan arreglos de barras centelladoras para 
poder determinar la dirección de cada partícula, junto 
con una electrónica de adquisición y procesamiento. 
Sin embargo, su principal desventaja es el costo y 
complejidad que puede tener el sistema de adquisición. 
En este trabajo presentamos una estimación de la 
resolución angular de un hodoscopio formado por 
tres placas centelladoras EJ200 de 625 cm² mediante 
simulaciones Monte Carlo detalladas realizadas con 
Geant4. Cada placa centelladora cuenta con cuatro 
fotomultiplicadores de silicio ubicados en sus bordes. 
La dirección de la partícula incidente se relaciona 
con la amplitud y el tiempo de retardo en las señales 
que se produce durante la interacción con la placa 
centelladora. Teniendo en cuenta el anterior concepto, 
es posible diseñar un detector que cumpla las mismas 
funciones de un hodoscopio basado en un arreglo de 
barras centelladoras, pero con un menor costo de 
producción y mayor portabilidad, siendo un detector 
ideal para el estudio de minas o cavidades en represa. 
Estimación de la resolución angular 
del centellador EJ200 para el diseño 
de un telescopio de muones portable
Universidad Industrial de Santander 
miguelta281@gmail.com 
Experimento MuTe, telescopio de muones.
Posibles trayectorias 
de muones que pasan 
por el Cerro Machín 
para su detección en el 
telescopio.
José Miguel Tarazona Alvarado
1.4
Imagen: Cartel sobre tomografía de muones del volcán Cerro Machín / www.hep.shef.ac.uk
12 ᵜ Boletín La Piranga MCNS
Las cascadas atmosféricas extendidas o EAS, 
son eventos que ocurren por la interacción de 
astropartículas con la atmósfera terrestre, generando 
un flujo de partículas secundarias que llegan a la 
superficie. Estimar este flujo de forma precisa es 
fundamental cuando se quiere estudiar fenómenos 
del clima espacial, tales como las eyecciones de 
masa coronal del Sol y los cambios en la activad 
solar. Con este objetivo, la colaboración LAGO 
(Latin American Giant Observatory), desarrolló una 
herramienta computacional llamada ARTI, que se 
basa en la simulación del desarrollo de las cascadas 
y la respuesta del detector Cherenkov de agua, a las 
partículas que lo atraviesan. 
Teniendo en cuenta que, el medio de interacción 
de las EAS es la atmósfera terrestre, es necesario 
caracterizarla de forma precisa. En este trabajo, 
Estimación del flujo de 
astropartículas usando el Sistema 
Global de Asimilación de Datos, para 
la colaboración LAGO
se presenta una metodología para complementar 
ARTI, construyendo perfiles atmosféricos mensuales 
para cualquier ubicación geográfica, por medio del 
Sistema Global de Asimilación de Datos o GDAS. 
La implementación de este sistema, permitió hacer 
comparaciones entre el perfil atmosférico tropical, 
predeterminado por la herramienta de simulación 
de EAS, CORSIKA y los obtenidos por la nueva 
metodología. Se obtuvieron diferencias porcentuales 
hasta del ~ 12\% en el X_max de una cascada 
individual. Asimismo, se encontraron diferencias 
hasta del ~10% en el flujo estimado de secundarios 
a 952 msnm sobre la ciudad de Bucaramanga. Se 
presentarán los resultados obtenidos del estudio de la 
influencia de la densidad atmosférica en el desarrollo 
de las cascadas, para astropartículas con energías 
entre 10 GeV y 10^6 Gev y del flujo a 952 msnm 
teniendo en cuenta el campo magnético terrestre. 
Universidad Industrial de Santander 
jennifer.grisales@saber.uis.edu.co 
Jennifer Grisales Casadiegos 
1.5
Imagen: Rayos cósmicos / El Diario Vasco / www.diariovasco.com
Boletín La Piranga MCNS ᵜ 13
We are currently building the Tierras Observatory, 
a 1.3m ultra-precise fully-automated photometric 
observatory located atop Mt. Hopkins, Arizona 
dedicated to following up nearby transiting planets 
discovered by TESS and other surveys, refine 
estimates of their radii, and find the longer period (and 
hence more temperate) worlds. Tierras will regularly 
achieve a photometric precision below 700 ppm, 
enough to measure the transit of 1Rʘ planets orbiting 
0.1− 0.3Rʘ stars with 3σ significance. I will provide 
an overview of the current state of the observatory, 
as well as the design choices that will enable its 
science goals. These include: (i) a custom designed 
fourlens focal reducer and field-flattener to increase 
the field-of-view (FOV) of the telescope from a 12’’ to 
a 0.5° diagonal; (ii) a 4K × 4K pixels deep-depletion 
low read noise CCD operated in fast frame transfer 
The Tierras Observatory: anultra-
precise photometer to characterize 
nearby terrestrial exoplanets
(shutterless) mode with 80% quantum efficiency at 
the wavelength of observation (compared to 35% for 
regular CCDs); (iii) a custom narrow (50 nm) bandpass 
filter centered at 865 nm to minimize precipitable 
water vapor errors, known to limit ground-based 
photometry of red dwarfs; and (iv) a custom-made 
nano-fabricated beam-shaping diffuser (Stefansson 
et al., 2017) to mold the focal plane image star into 
a broad and stable top-hat shape, increasing the 
dynamic range of our observations while minimizing 
flat-fielding, guiding, and phase-induced errors due to 
seeing. Tierras will be on-sky by January of 2020, in 
time to carry out plenty of follow-up observations of 
TESS targets in the northern hemisphere. This work 
is supported by the National Science Foundation, the 
Ford Foundation, the John Templeton Foundation, 
and the Harvard Origins of Life Initiative.
CfA | Harvard & Smithsonian 
juliana.garcia-mejia@cfa.harvard.edu 
Juliana García Mejía
1.6
Imagen: Observatorio Tierras, Arizona (USA) / Tierras Observatory canal YouTube
14 ᵜ Boletín La Piranga MCNS
PARTE II
Astrofísica solar
Imagen: Concepto artístico del Orbitador Solar / Phys.org / ESA - European Space Agency
Boletín La Piranga MCNS ᵜ 15
La comprensión de la naturaleza de los fenómenos 
que ocurren en la superficie solar (fotosfera) se ve 
notablemente beneficiada por las capacidades 
técnicas de los nuevos instrumentos, ubicados ya sea 
en telescopios terrestres o espaciales, brindando cada 
vez mayor resolución espacial y temporal y, por tanto, 
permitiendo observar detalladamente estructuras 
fotosféricas. En particular las nuevas observaciones 
han revelado la intrincada configuración de las 
manchas solares y de subestructuras dentro de ellas, 
como los llamados puentes de luz. Eventualmente, 
dependiendo de su morfología y estructura, los 
puentes de luz pueden llegar a alterar la evolución 
de la mancha solar anfitrión, tanto en morfología 
como en otras de sus propiedades físicas, influyendo 
fenómenos de estudio actual como la reconexión 
magnética o la lluvia coronal, asociados a liberaciones 
de energía en la atmósfera solar. En este trabajo se 
presenta el desarrollo de un método de detección 
Detección automática de puentes 
de luz en regiones activas del Sol 
por medio de técnicas de Machine 
Learning
Universidad Nacional de Colombia 
baalfonsos@unal.edu.co
Bryan Andrés Alfonso Soler 
computacional automática de puentes de luz en 
manchas solares en regiones activas del Sol, por 
medio de la implementación inicial de un algoritmo de 
detección, extracción y acondicionamiento automático 
de estas estructuras, seguido de la aplicación de 
técnicas de clasificación supervisada basadas 
en Redes Neuronales Convolucionales (CNN) 
de Machine Learning (ML). Tomando una amplia 
muestra de 265 regiones activas, durante un periodo 
de 4 años, de 2010 a 2014, con una cadencia de 24 
horas, proveniente de observaciones realizadas por 
la misión SDO (Solar Dynamics Observatory), con su 
instrumento HMI (Helioseysmic and Magnetic Imager) 
en la línea del Hierro I (6173 A) del continuo,con 
campo de visión del disco solar completo. Mediante 
este procesamiento se proyecta realizar un escaneo 
a una base de datos de observaciones solares, con 
el fin de efectuar un análisis de la dinámica evolutiva 
fenomenológica de los puentes de luz.
2.1
Imagen: Light bridges / apod.nasa.gov
16 ᵜ Boletín La Piranga MCNS
En 2017 el Grupo AEGORA de la Universidad Complutense 
de Madrid extendió invitación a los representantes del 
Galileo Teacher Training Program (GTTP) en Colombia, 
para participar de un proyecto dirigido a maestros, 
coordinado por ellos. Se propuso utilizar observaciones de 
los telescopios Faulkes de 2 m, en Hawaii y Australia para 
determinar la variabilidad o no de una muestra de estrellas. 
Se estableció un grupo de trabajo en Colombia conformado 
por personas de diversas agrupaciones como Hands-On 
Universe/GTTP/Sociedad Antioqueña de Astronomía/
Sociedad Julio Garavito/Parque Explora-Planetario/Grupo 
de Maestros Amigos de Explora (AstroMAE). La propuesta 
dada por el grupo pretende utilizar equipos del programa 
LCO.net como los telescopios Faulkes, los equipos de un 
metro de Cerro Tololo y otros menores y se basa en la 
presentada por AEGORA, pero particulariza en estrellas 
de tipo solar. 
La observación de estrellas de tipo solar es importante 
para el conocimiento de este conjunto de cuerpos, pues 
proporciona información que puede ser útil para conocer 
las diversas fases de la vida de objetos similares al 
Sol, además puede proporcionar indicios respecto a la 
existencia de planetas extrasolares o actividad estelar; 
además existe un gran número de estrellas en catálogos 
estelares cuya variabilidad no ha sido determinada aún, 
aunque han sido observadas en varias ocasiones. 
Grupo HELIOS/GTTP-USBMED
Dentro de los objetivos del grupo de trabajo están: 
• Observar por medio del telescopio de la colaboración 
LCO.net (diámetros de 2m, 1m y 0,4m). 
• Determinar si una muestra de estrellas de tipo solar 
presenta variabilidad y caracterizarla. Promover el 
trabajo de campo relacionado con la astronomía y 
las ciencias aeroespaciales por medio de jornadas y 
expediciones de observación, como la del eclipse solar 
del 2 de julio de 2019 en Chile. 
• Generar contenidos didácticos relacionando los objetos 
de estudio y la astronomía en el enfoque de IYA2009 
y más allá. 
• Consolidar una red de maestros y grupos interesados 
en la astronomía observacional y las ciencias del 
espacio. 
• Promover el aprendizaje basado en proyectos. 
• Que los maestros participantes tengan acceso a 
elementos de la astronomía observacional clásica y 
de alta tecnología, así como recursos de las ciencias 
aeroespaciales y de la física de altas energías. 
Grupo HELIOS/GTTP-USBMED 
juliusness@gmail.com
Julián Tobón Moreno 
2.2
Imagen: Telescopio Faulkes Norte, Observatorio Haleakala - Hawai / www.esa.int
Boletín La Piranga MCNS ᵜ 17
Las observaciones de alta resolución de la fotosfera 
solar revelan una gran estructura fina compuesta de 
diminutos Puntos Brillantes (BPs por sus siglas en 
inglés), los cuales son estructuras a pequeña escala 
generalmente asociadas con regiones de campo 
magnético intenso del orden de kilogauss (kG). 
Diferentes investigaciones han encontrado que el 
diámetro promedio de un BP está en un rango de 100 
- 300 km, su velocidad promedio entre 0.2 - 5 km s-1 
y su tiempo de vida de 5 a 30 minutos en promedio. 
Los BPs han sido identificados en toda la superficie 
del Sol. En este trabajo, el análisis de BPs se realiza 
mediante el uso de series temporales de imágenes en 
la banda G (4308 Å) de la fotosfera solar adquiridas con 
el instrumento SOT/Hinode (Telescopio Óptico Solar). 
Estudio observacional de la dinámica 
de puntos brillantes en una zona del 
Sol en calma
Universidad Nacional de Colombia 
yberrioss@unal.edu.co 
Yeimy Gerardine Berrios Saavedra
Con el fin de detectar BPs se emplea un algoritmo 
automático de segmentación e identificación, para 
luego realizar su seguimiento de forma manual. Con 
esta información se generan histogramas de velocidad 
de los BPs y curvas de luz que muestran su variación 
de intensidad. Sumado a esto, se mide el tiempo de 
vida promedio de estas estructuras. Este estudio 
reporta información para caracterizar las propiedades 
físicas y dinámicas de BPs que representan un aporte 
para identificar el papel de estas estructuras en el 
campo magnético a pequeña escala en la superficie 
solar y su posible relación con fenómenos como el 
calentamiento coronal que siguen siendo objeto de 
estudio en Física Solar. 
2.3
Imagen: Puntos brillantes en el sol tranquilo / J. Sanchez Almeida (IAC), et al. / www.sai.msu.su
18 ᵜ Boletín La Piranga MCNS
During the International Geophysical Year (IGY, 1957-
1958), one of the main concerns was the study of the 
influence of solar activity on our planet, in particular 
in the ionosphere. The timing of the IGY was notably 
suited for studying some of these phenomena, since 
it covered the peak of solar cycle 19 and therefore, a 
series of measurements taken at points all over the 
world was planned to this aim. 
Historical ionospheric data taken 
from Colombia during the Intense 
Solar Cycle Number 19
Under this scheme, Colombia received an ionosonde 
C-4 that was in used for nearly a decade. In this 
work we aim at recovering the historical data in order 
to digitalize it and shed light upon the information 
obtained from the ionospheric studies. 
[1] CEAF - Gimnasio Campestre, [2] OAN-Universidad Nacional de Colombia, [3] Observatorio Astronómico de 
la Tatacoa
Freddy Moreno Cárdenas [1], Santiago Vargas Domínguez [2], Sebastián Lozano [3]
2.4
Imagen: Solar Cycle Prediction / David Hathaway, NASA, Centro Marshall de Vuelos Espaciales 
/ Wikimedia Commons
Boletín La Piranga MCNS ᵜ 19
Una fulguración solar es un evento de intensa y súbita 
liberación de energía que ocurre en la parte baja de la 
corona solar. Durante la fase impulsiva de las fulguraciones 
solares una distribución de electrones no térmicos se 
propaga desde el sitio donde se libera la energía hacia las 
capas más bajas de la atmósfera solar. Dicha propagación 
se da por medio de los bucles coronales, los cuales están 
formados por plasma de baja densidad en presencia 
de un campo magnético intenso, del orden de 100 G. 
Dependiendo del pitch angle, ángulo entre la trayectoria 
de los electrones y las líneas de campo magnético, 
los electrones pueden quedar atrapados en los bucles 
coronales o pueden precipitarse hacia las capas más 
bajas y densas de la atmósfera solar como la cromósfera 
y la fotósfera. El panorama global de este escenario físico 
está descrito por el modelo trapping-plus-precipitation. En 
este trabajo se estudia la relevancia de ambos procesos, 
precipitación y atrapamiento, definiendo dos cantidades 
adimensionales: el parámetro de impulsividad (IP) y el 
indicador de atrapamiento (TI). Estas cantidades se infieren 
a partir de las emisiones de las fulguraciones solares en 
Rayos-X duros (RXD) y microondas, respectivamente. 
El parámetro de impulsividad (IP) y el indicador de 
atrapamiento (TI) se calcularon en una muestra de 228 
fulguraciones solares. Los datos observacionales de RXD 
y microondas se tomaron de los instrumentos Reuven 
Ramaty High Energy Solar Spectroscopic Imager (RHESSI) 
y Nobeyama Radio Polarimeters (NoRP), respectivamente. 
Estas fulguraciones se clasificaron de acuerdo a su IP en 
tres tipos de impulsividad: alta (IP > 2), media (1 <= IP <= 
Precipitación y atrapamiento de 
electrones en fulguraciones solares
Universidad Nacional de Colombia 
wgfajardom@unal.edu.co 
Wilmar German Fajardo Mendieta 
2), y baja (IP < 1). De igual forma, la muestra de trabajo 
se clasificó de acuerdo al TI, se definieron tres tipos de 
atrapamiento: corto (TI < 0.216), promedio (0.216 <= TI <= 
0.383) y prolongado (TI > 0.383). 
Las fulguraciones de impulsividad alta cuentan con una 
única, pronunciada y rápida emisión tanto en RXD como 
en microondas.Ambas emisiones están correlacionada 
temporalmente, sin embargo el decaimiento de la emisión 
es más lento en microondas que en RXD. Gracias a 
la diferencia de tiempos en el decamieinto de ambas 
emisiones, se encuentra el tipo de atrapamiento de 
cada fulguración. Si el atrapamiento es corto domina 
la precipitación en la fulguración. Por el contrario, si el 
atrapamiento es prolongado éste domina la cinématica 
de los electrones en la fulguración. Por su parte, en las 
fulguraciones de impulsividad media y baja no es posible 
determinar qué proceso domina, ya que estas fulguraciones 
cuentan con una o más emisiones pronunciadas tanto en 
RXD como en microondas. 
Adicionalmente, relacionando la muestra de trabajo 
con una lista de fulguraciones sísmicamente activas, se 
encuentra que las fulguraciones solares con impulsividad 
alta y atrapamiento corto, es decir aquellas donde domina 
la precipitación, están relacionadas con la generación de 
sismos solares o sunquakes. Esta evidencia da soporte a 
la hipótesis que plantea la generación de sismos solares 
mediante el impacto directo de electrones altamente 
energéticos. 
2.5
Imagen: Fulguraciones solares / www.quo.es
20 ᵜ Boletín La Piranga MCNS
La región fotosférica solar se caracteriza por tener 
múltiples cambios dinámicos en el plasma y en el 
campo magnético, en diferentes escalas espaciales y 
temporales. Por medio del análisis de los movimientos 
propios de las estructuras de la fotosfera a nivel 
granular, se ha logrado rastrear la evolución del Sol 
calmo y de regiones activas, para esto se han empleado 
varios métodos de correlación. En este trabajo se 
hace una comparación del rendimiento de dos de 
estos métodos, LCT (Local Correlation Tracking) y 
ILCT (Induction Local Correlation Tracking), con los 
cuales es posible calcular las estadísticas de las 
velocidades horizontales en regiones fotosféricas que 
se encuentran bajo la influencia de campo magnético. 
Los códigos de los dos métodos están escritos 
Análisis de la evolución de elementos 
magnéticos en la fotosfera solar 
por medio de diferentes métodos 
computacionales
en Python. Los datos utilizados corresponden a 
observaciones de regiones activas solares durante 
el ciclo solar 24, tomadas por el instrumento HMI 
(Helioseismic Magnetic Imager), a bordo del telescopio 
satelital SDO (Solar Dynamics Observatory). Se 
utilizaron, datos de campo magnético vectorial y una 
muestra de imágenes en el continuo como grupo de 
control. Las series temporales de magnetogramas 
son las entradas principales para los dos métodos 
de correlación. Los resultados obtenidos a partir de 
este trabajo contribuirán a establecer el método de 
correlación mas adecuado para los futuros estudios 
de la dinámica de plasma y de campo magnético en 
las estructuras fotosféricas a lo largo de su evolución 
temporal.
Universidad Nacional de Colombia 
vquinteroo@unal.edu.co
Valeria Quintero
2.6
Imagen: Células gigantes / David Hathaway, NASA, Centro Marshall de Vuelos Espaciales / www.nasa.gov
Boletín La Piranga MCNS ᵜ 21
Los sismos solares son observados en mapas de 
velocidad como un patrón de ondas en la fotósfera. 
Estos sismos son originados durante fulguraciones 
solares las cuales causan perturbaciones en todas 
las capas de la atmósfera solar. La energía liberada 
durante dichas explosiones se propaga hacia el 
interior solar y se refracta hacia la superficie debido 
al aumento de la velocidad del sonido, dado por 
variaciones en la presión y densidad en el interior de 
Sol. En este trabajo se analiza la presencia un sismo 
solar detectado en los mapas de campo magnético, 
de velocidad e intensidad del continuo, en la línea del 
Fe I a 617.3 nm observada por el instrumento HMI del 
satélite SDO. La fulguración asociada a este sismo es 
el evento SOL2014- 02-04T04:00 de clase M5.2 en 
la banda GOES de 1 a 8 angstron. La mancha solar 
asociada a dicha fulguración es de gran extensión y 
estuvo localizada cerca al centro solar. Se observaron 
Detección de variaciones de campo 
magnético tipo sunquake de la región 
activa NOAA 11967
Universidad Nacional de Colombia 
andmartinezci@unal.edu.co 
Ángel Daniel Martínez Cifuentes 
dos frentes de onda de sismo solar viajando a través 
de la región activa. El primero se propaga hacia el Sol 
calmo, mientras el segundo abarca un ángulo de 180° 
viajando tanto dentro como fuera de la mancha solar. 
Para el primer frente de onda, los diagramas tiempo-
distancia de intensidad y del campo magnético son 
similares al de velocidad Doppler, mostrando una 
amplia zona de propagación dentro de la región activa, 
de hasta 47 Mm desde la zona de impacto. El segundo 
frente de onda no presenta dichas variaciones en 
campo magnético. Se analizó la correlación entre las 
variaciones relativas entre las señales magnética y 
Doppler, permitiendo estudiar la diferencia de fase 
entre estas dos señales en la región de propagación 
del sismo solar. Esta diferencia de fase parece indicar 
que los cambios en el campo magnético son producto 
de cambios temporales en la opacidad medidos a 
nivel fotosférico.
2.7
Imagen: Sun / i.ytimg.com
22 ᵜ Boletín La Piranga MCNS
PARTE III
Astrofísica estelar
Imagen: Centro de la Vía Láctea - Galaxia con estrellas y polvo espacial en el universo / @srip / Freepik
Boletín La Piranga MCNS ᵜ 23
En este trabajo se presenta un modelo teórico de 
enriquecimiento químico del medio intergaláctico 
posterior a la Época de Reionización (EdR). Mediante 
el uso de simulaciones numéricas de alta resolución 
(una versión mejorada de la simulación hidrodinámica 
GADGET-3), estudiamos y reproducimos líneas de 
absorción de metales en los espectros de cuásares 
a alto redshift, durante y después de la conclusión 
de la Reionización. Mostraremos el método usado 
para obtener un número significativo de espectros 
sintéticos comparables con las observaciones a z~6, 
los resultados favorables del modelo, tanto en términos 
del proceso de ionización del medio intergaláctico por 
parte de las primeras galaxias y cuásares (que se 
impone de modo efectivo con el fondo ionizante de 
Enriquecimiento químico del universo 
después de la época de reionización
Universidad ECCI 
lgarciap@ecci.edu.co 
Luz Angela García Peñaloza
Haardt-Madau 2012), así como en el enriquecimiento 
químico que es producido por las primeras estrellas 
y supernovas en las regiones de mayor densidad 
en las etapas tempranas del Universo. Discutiremos 
la relevancia de nuestro modelo numérico frente 
a los recientes resultados de Becker et al. 2019, 
donde se muestra una evolución atípica del Oxígeno 
neutro desde la Reionización hasta la época actual. 
Finalmente, mostraremos diferentes perspectivas 
para el conjunto de simulaciones, como detección de 
pares galaxia-absorción de metales en espectros de 
MUSE, o bien, la composición de espectros sintéticos 
para tener predicciones de futuras detecciones por 
JWST (proyecto en curso con el Canadian Astronomy 
Data Centre).
3.1
Imagen: Galaxias durante la era de la reionización en el Universo temprano (simulación) / 
M. Alvarez, R. Kaehler y T. Abel - ESO / www.eso.org
24 ᵜ Boletín La Piranga MCNS
La espectroscopia se ha convertido en una de las 
técnicas más utilizadas para determinar diferentes 
parámetros físicos de gran importancia en el estudio 
cuerpos celestes, entre los cuales se encuentra la 
temperatura efectiva. Esta técnica se basa en el estudio 
de la interacción entre la radiación electromagnética 
y la materia, considerando la absorción o emisión de 
energía radiante. La revisión bibliográfica realizada, 
permitió identificar que, en Colombia, no existe 
evidencia de estudios relacionados con la medición de 
la temperatura efectiva de estrellas, particularmente, 
estrellas tipo K con espectros tomados desde el 
país. Por tanto, se llevó a cabo la estimación de la 
temperatura efectiva de este tipo de estrellas bajo 
un esquema metodológico de dos fases y a partir 
de los datos registrados durantelas observaciones 
realizadas desde el Observatorio Astronómico de 
la Universidad Tecnológica de Pereira OAUTP. 
Estimación de la temperatura efectiva 
para estrellas tipo K, a partir de 
espectroscopia de alta resolución 
La primera fase, consistió en la ejecución de los 
procedimientos de calibración de los instrumentos 
de medición (espectrógrafo, cámaras, telescopio), la 
adquisición de los datos a partir de las observaciones 
realizadas, su procesamiento mediante el software 
IRAF, y la selección de los cuerpos celestes de estudio; 
estrellas tipo espectral K: HD 35369, HD 61935, 
y HD 81797. La segunda fase, partiendo del perfil 
espectral, consistió en la elaboración de algoritmos en 
el software MATLAB a partir de la radiación de cuerpo 
negro. Esto, permitió estimar la temperatura efectiva 
de las estrellas HD35369 y HD61935, arrojando 
valores muy cercanos a los reportados en la literatura 
y permitió identificar que la estrella HD 81797, debía 
descartarse a razón de sus líneas de emisión muy 
pronunciadas, lo cual dificultó la estimación de su 
temperatura efectiva a partir del continuo térmico. 
Universidad Tecnológica de Pereira 
danielahr@utp.edu.co
Astrid Daniela 
3.2
Imagen: Espectro solar / Instalación Solar McMath-Pierce en el Observatorio Solar Nacional en 
Kitt Peak, Tucson, Arizona / www.noao.edu 
Boletín La Piranga MCNS ᵜ 25
En la presente ponencia se mostrarán algunas de las 
actuales técnicas, utilizadas para resolver numéricamente 
las ecuaciones de la Magnetohidrodinámica Resistiva 
Relativistica (RRMHD; por sus siglas en inglés) e 
implementadas en la nueva herramienta computacional 
CUEVA CODE. 
Tratamiento numérico de 
la magnetohidrodinámica 
resistiva relativista
Universidad Distrital “Francisco José de Caldas” 
sermiranda@gmail.com
Sergio Miranda-Aranguren 
3.3
Imagen: Simulación tridimensional magnetohidrodinámica de una llamarada solar / NouDiari canal YouTube / i.ytimg.com
26 ᵜ Boletín La Piranga MCNS
Las interacciones entre galaxias son procesos 
comunes en el universo, además responsables 
de la evolución galáctica a través de efectos como 
los cambios en la morfología, evolución química 
y un desencadenante de la formación estelar. Esta 
investigación se centró en el proceso de interacción 
de minor merges, se usaron datos fotométricos y 
espectroscópicos sobre la muestra de 5 galaxias, 
tomados con el telescopio de 1.6m del observatorio 
Pico dos Dias (OPD) en Brasil. Con ellos se estimaron 
las propiedades cinemáticas como las velocidades 
a lo largo de la visual y la distancia con respecto al 
baricentro solar, además se estudió como afecta la 
interacción gravitacional a las características de las 
galaxias de la muestra, así como la morfología, la 
densidad de electrones, las fuentes de ionización en 
Ionización del ISM y formación estelar 
en minor mergers de galaxias
las galaxias y densidad superficial de la tasa de la 
formación estelar. Donde se obtuvo que las regiones 
analizadas son HII, donde la principal fuente de 
ionización son las estrella jóvenes y masivas, también 
se halló que la densidad de electrones y la densidad 
superficial de la tasa de formación estelar es mayor en 
los minor merges que en galaxias aisladas. Por otra 
parte, se encontró una relación entre la dispersión de 
velocidades del gas y la formación estelar, donde la 
turbulencia del gas favorece la formación estelar y la 
ionización del gas. Y adicionalmente los resultados 
encontrados con los análisis espectroscópicos se 
compararon con las imágenes de diferentes filtros 
para obtener una mejor caracterización de la muestra 
con ayuda de la morfología. 
Universidad de Antioquia 
gissel.pardo@udea.edu.co
Gissel Dayana Pardo Montaguth 
3.4
Imagen: Galaxies NGC 2207 e IC 2163 / NASA and The Hubble Heritage Team (STScl) - 
Hubble Space Telescope WFPC2 / apod.nasa.gov
Boletín La Piranga MCNS ᵜ 27
A pesar de que existe a día de hoy un buen 
entendimiento de las estructuras y la física que 
transcurre al interior de las galaxias, los mecanismos 
y procesos físicos bajo los cuales ocurre el proceso de 
formación estelar siguen siendo un problema abierto. 
Los modelos teóricos tienen dificultades para explicar 
la totalidad de los resultados observacionales, ya que 
la formación estelar es el resultado de la interacción 
de varios procesos complejos: hidrodinámica, campos 
magnéticos, interacciones gravitacionales, feedback 
estelar, estallido de supernovas, entre otros. Todos 
estos procesos son entendidos de manera individual 
con cierto grado de precisión, sin embargo, es la 
interacción entre todos ellos lo que hace el fenómeno 
de la formación estelar tan desafiante desde el punto 
de vista teórico. 
En este trabajo se usan simulaciones de N-cuerpos 
de galaxias de disco aisladas, con Magneto- 
Hidrodinámica para estudiar la relación entre la 
actividad de formación estelar y la estructura de los 
brazos espirales. Diseñamos un algoritmo para hacer 
la identificación de estructuras espirales en el disco 
como sobredensidad en la distribución de la masa de 
Formación estelar en las sobre-
densidades de galaxias de disco a 
través de simulaciones numéricas
Universidad de Antioquia 
david.barros@udea.edu.co 
David Felipe Barros Ramírez
gas. Con esto, estudiamos la correlación entre estas 
sobredensidades y la actividad de formación estelar. 
Estudiamos la tasa de formación estelar, abundancia 
de electrones libres, abundancia de hidrógeno neutro, 
entre otras propiedades del gas. 
Encontramos que la actividad de formación estelar 
se correlaciona bien con las características de las 
sobredensidades. Estudiamos la forma como la tasa 
de formación estelar varía a lo largo de la sección 
transversal de las sobredensidades y comparamos 
con resultados observacionales. Finalmente se 
estudia la forma como los demás parámetros físicos 
del gas varían con relación a la zona de contraste 
de densidad en la que se encuentran en la galaxia. 
Los resultados obtenidos muestran una fuerte 
dependencia en las características de los resultados 
de la simulación con los valores de los parámetros 
de los modelos, especialmente la intensidad del 
campo magnético aplicado y reafirman la necesidad 
de simular con mejor detalle este tipo de fenómenos 
con el fin de restringir mejor las características de los 
modelos de formación estelar en galaxias. 
3.5
Imagen: Galaxia espiral NGC 3621 vista por el Wide Field Imager - Observatorio La Silla, Chile 
/ ESO and Joe DePasquale / www.eso.org
28 ᵜ Boletín La Piranga MCNS
Empleando la técnica de fotometría, se trabajó en los 
cúmulos estelares las Híades de Tauro y el Trapecio 
de Orión, para determinar el diagrama H-R de cada 
cúmulo. Se capturaron muchas imágenes empleando 
filtros BESSELL azul (B) y visible (V) para cada cúmulo, 
mediante el telescopio CELESTRON ecuatorial de 
14 pulgadas y la cámara CCD STL-1001E SBIG de 
1 megapixel, del Observatorio Astronómico de la 
Universidad de Nariño. Para la calibración correcta 
en fotometría, se utilizó el catálogo AAVSO (American 
Association of Variable Star Observers), del cual se 
tomaron las estrellas patrones cuyas magnitudes 
B y V estaban medidas con tres cifras decimales 
significativas. Para el procesamiento de las imágenes 
se emplearon los programas: The Sky, CCSOFT V5.0, 
Maxim DL V6. Finalmente se hizo un tratamiento 
matemático de las magnitudes aparentes e índices 
de color, para obtener otros parámetros físicos como 
temperatura efectiva, luminosidad, magnitud absoluta 
y radio de las estrellas. Adicionalmente a los diagramas 
Obtención de los diagramas 
Hetzprung-Russell (H-R) de los 
cúmulos: las Híades de Tauro y el 
Trapecio de Orión
HR, se diseñaron graficas comparativas entre los 
parámetros medidos en las estrellas (temperatura, 
luminosidad, radios) y los correspondientes al sol. En 
nuestros resultados se observa que, en las Híades 
por ser un cúmulo más longevo, la gran mayoría de 
estrellas poseen temperaturas inferiores a las del sol,mientras que, en el Trapecio, se tiene estrellas con 
temperaturas superiores a las del sol. Los valores de 
radios y luminosidades concuerdan con sus edades. 
Se tiene radios y luminosidades mayores para el 
cúmulo del Trapecio y menores para el cúmulo de 
las Híades. Adicionalmente se observó una anomalía 
en la gráfica de radios, lo que conllevó al desarrollo 
de una investigación más detallada de dicha estrella. 
Encontramos que la estrella es una estrella variable 
del cúmulo de las Híades. Se observa que nuestras 
medidas para la estrella W Tau, concuerdan con la 
curva de luz publicada en la página de AAVSO para 
nuestras fechas de medición. 
Universidad de Nariño 
feliperuizdaniel@gmail.com 
Daniel Felipe Ruiz Basante 
3.6
Imagen: En el corazón de Orion / Lászl & oacute Francsics / observatorio.info
Boletín La Piranga MCNS ᵜ 29
PARTE IV
Astrobiología y ciencias 
planetarias
Imagen: Tierra, Marte y otros planetas increíblemente hermosos del sistema solar / @vadimsadovski / Freepik
30 ᵜ Boletín La Piranga MCNS
Esta ponencia tiene como objetivo principal aportar 
desde la ciencia y la filosofía a la comprensión de cómo 
el Fósforo está siendo considerado por la comunidad 
científica en el campo de la bioquímica como uno de 
los elementos necesarios y condicionantes para que 
la vida surgiera en nuestro planeta. Ante esto, se hace 
un recorrido por hallazgos naturales e investigaciones 
desarrolladas tanto en la Tierra como en objetos y 
regiones del espacio exterior (cometas, asteroides, 
nebulosas) gracias a misiones no tripuladas ejecutadas 
por diferentes agencias espaciales u observaciones a 
través de telescopios que en su conjunto, desde hade 
décadas, han venido presentando a este elemento 
químico como un determinante de la vida. De este 
modo, suscitando dos interrogantes iniciales que 
convocan a la ciencia y a la filosofía; ¿se puede 
considerar que la presencia de fósforo determinó el 
origen de la vida en la Tierra? Y si realmente es así, 
Posibilidades y desafíos en la química 
del Cosmos: el papel del fósforo en el 
origen de la vida
¿Su ausencia limita la manifestación de vida como la 
conocemos hasta el momento? 
Esta es una ponencia que apuesta a seguir insistiendo 
en la importancia del desarrollo del conocimiento 
científico con una base filosófica, en este caso, sobre 
un elemento químico clave para la vida manteniendo 
latente la discusión frente a si realmente hay una 
“receta” única capaz de producir vida en el universo 
retomando las definiciones que hay de vida y cómo 
identificarle y comprenderle en otros lugares del 
universo. Finalmente, como trasfondo, hacer un 
llamado a la academia a trasladar a las aulas esta 
discusión y motivar a los estudiantes de diferentes 
niveles de formación a que vean como opción 
profesional iniciarse en este interesante y desafiante 
camino de investigación.
Colegio Bosanova I.E.D y Universidad Pedagógica Nacional 
oliverosalejandra@gmail.com
Alejandra Oliveros Prada 
4.1
Imagen: Infografía - Hilo interestelar de fósforo / ALMA (ESO / NAOJ - NRAO), Rivilla et al .; ESO - L. Calçada 
ESA - Rosetta - NAVCAM; Mario Weigand, www.SkyTrip.de / en scitechdaily.com 
Boletín La Piranga MCNS ᵜ 31
The borders of the Solar 
System
Universidad Distrital Francisco Jose De Caldas 
pdeaza@udistrital.edu.co
Pedro Ignacio Deaza Rincón 
Recent studies of the Oort Cloud Dynamics and our stellar 
neighbourhood reveal the importance of comets and 
stars located at less than 10 or 20 light years from the 
sun, to determine the characteristics of the solar system 
borders. A code in python language in full development 
provides preliminary results with which this fundamental 
and legendary problem of solar system sciences is studied 
and analysed.
4.2
Imagen: Sedna Orbit / Basquetteur / Wikimedia Commons
32 ᵜ Boletín La Piranga MCNS
Efectos espaciales en la 
microalga Dunaliella salina 
para posible alimentación 
espacial
Universidad del Norte 
dhiguera@uninorte.edu.co 
Diego de Jesús Higuera Mesa 
Para la evaluación los efectos de la radiación espacial en la tasa 
de crecimiento de y producción clorofila a, b y carotenoides de 
Dunalliela salina, se diseñó un experimento que consta de cuatro 
fases: la primera, recolección de las algas; segundo, cultivo del 
microorganismo para evaluar tasas de crecimiento y producción 
de carotenos, además, para la obtención de la muestra que se 
envió en el cubo al espacio a bordo de la misión SR5; por último, la 
evaluación la tasa de crecimiento y producción de carotenoides por 
la muestra del alga una vez regresó del espacio. Al final, contrario 
a lo planeado se realizó una medición cualitativa de la producción 
de carotenoides teniendo en cuenta el cambio de coloración de 
verde a naranja, la cual dio positiva.
4.3
Imagen: Dunaliella / Organización de Investigación Científica e Industrial de la Commonwealth (CSIRO)
/ Wikimedia Commons
Boletín La Piranga MCNS ᵜ 33
Estamos al comienzo de una revolución en la 
caracterización atmosférica de exoplanetas. Lo 
creamos o no es posible aprender mucho sobre sus 
atmósferas incluso cuando no podemos resolverlos 
de sus estrellas anfitrionas. Esto es posible gracias 
a una técnica conocida como espectroscopía de 
transmisión. Cuando un planeta transita frente a su 
estrella, parte de la luz de esta pasa (se transmite) 
a través de la atmósfera del planeta. El espectro 
resultante contiene características de absorción de 
la atmósfera planetaria impresas en el espectro de 
la estrella. La idea clave detrás de la espectroscopía 
de transmisión es que la profundidad de tránsito 
del planeta depende de la longitud de onda. En las 
longitudes de onda donde la atmósfera es más opaca 
debido a la absorción por los átomos o moléculas, el 
planeta bloquea un flujo estelar ligeramente mayor. 
A partir del espectro descrito anteriormente es posible 
inferir propiedades atmosféricas del exoplaneta como 
su composición química, los perfiles de temperatura, la 
circulación de energía, entre otros. A esto se le conoce 
como recuperación atmosférica. Estas propiedades, a 
su vez, pueden proporcionar información clave sobre 
los procesos físicoquímicos atmosféricos, así como 
sus mecanismos de formación. 
El uso de Machine Learning (ML) se está empezando 
a emplear cada vez más en la Astrofísica, desde 
Exoplanetas en la era de machine 
learning
Center for Space and Habitability, Universitaet Bern 
andrea.guzmanmesa@space.unibe.ch
Andrea Guzmán Mesa
la detección de exoplanetas en las curvas de luz 
suministradas por Kepler y K2, hasta la eliminación 
de los errores sistemáticos de los telescopios. Sin 
embargo, permanece como un área nueva en el campo 
de las atmósferas exoplanetarias. Trabajos recientes 
como Marquez-Neila et al 2018 han mostrado el 
potencial de usar algoritmos de ML para recuperación 
atmosférica al implementar un random-forest que 
permite realizar todo el proceso en segundos con 
resultados consistentes con los métodos tradicionales 
y computacionalmente costosos como nested-
sampling. 
Esta ponencia se centrará en mostrar las técnicas con 
las que los científicos exoplanetarios no solo están 
descubriendo cada vez más planetas en las cercanías 
del Sistema Solar, pero aquellas que también nos 
permiten estudiar sus atmósferas. De igual manera, 
resaltaremos algunos de los descubrimientos más 
relevantes en el área. Finalizaremos nuestra ponencia, 
compartiendo el trabajo que realizamos en el Center 
for Space and Habitability en la Universidad de Berna 
en Suiza, donde utilizamos el código de libre acceso 
HELA, que usa elementos de ML (Marquez-Neila et 
al 2018), aplicado a un amplio rango de posibilidades 
como la optimización de los canales de observación 
del JWST. 
4.4
Imagen: Representación de los descubrimientos planetarios realizados por el telescopio espacial Kepler 
/ NASA - W. Stenzel / www.nasa.gov
34 ᵜ Boletín La Piranga MCNS
Enceladus is a promising place to look for life and it 
is a target forfuture astrobiological missions. Both, 
Voyager and Cassini probes demonstrated that the 
moon may harbor a salty ocean beneath its icy crust and 
the existence and analysis of several plumes suggest 
the presence of hydrothermal vents. The analysis of 
the plumes reveal the presence of Hydrogen, which 
may be used by methanogen organisms. However, 
the presence of Hydrogen reveal that not all this 
gas is used by hypothetical microorganisms around 
the hydrothermal vents. Here we asses the aim at 
estimating the Enceladus hydrothermal biomass which 
is consistent with the observed flux of Hydrogen and 
how some microorganisms might thrive in Enceladus’s 
Constraining biomass around 
Enceladus hypothetical hydrothermal 
vents using Cassini Hydrogen fluxes
Universidad de Antioquia 
laura.tenelanda@udea.edu.co 
Laura I. Tenelanda-Osorio
hydrothermal vents and plumes, according to a niche 
model of these microorganisms. We assume a biology 
similar to the organisms living in hydrothermal vents in 
the Earth. For this purpose we build a simplified model 
of the Hydrogen flux and conversion from its abiotic 
production, chemical transformation in the Enceladus 
Ocean, and biological consumption/utilization using a 
Monod growth model. For the niche model on Earth 
we used Methanopyrus sp as the model genus and 
evaluated its niche over all the Earth’s ocean. We 
estimate that for having the observed Hydrogen Flux 
the biomass concentration needs to be 10^10 cell/cm^3 
which is comparable with other estimations.
4.5
Imagen: Saturn’s moon Enceladus / NASA / JPL-Caltech / www.ge.com
Boletín La Piranga MCNS ᵜ 35
Los cometas están formados por núcleos helados, 
rocosos y muy porosos que orbitan alrededor del 
sol. Su origen está estrechamente relacionado con 
la formación de nuestro sistema solar hace unos 4.6 
billones de años, y se cree que estos, al no pasar 
por procesos evolutivos complejos, permanecen 
casi intactos desde su formación. Los impactos 
meteoríticos están también relacionados con cometas 
y asteroides, y representan un peligro real para la 
humanidad. Por lo tanto, investigar este tipo de objetos 
puede enseñarnos mucho sobre la naturaleza de la 
nube proto-planetaria de la que nuestro sistema solar 
se originó, así como también proveer las herramientas 
para mitigar posibles impactos en el futuro. 
Hasta hace poco sólo era posible observar cometas 
desde la Tierra. No fue sino hasta finales de los años 
70 que finalmente pudimos observar de cerca un 
cometa con la misión ICE (International Cometary 
Explorer) de la NASA. Esta misión fue la primera de 
una serie de misiones cometarias, como Vega-1 y 2, 
Sakigake y Suisei, Giotto, Deep Space 1, Stardust, 
Deep Impact y finalmente Rosetta. La misión europea 
Rosetta fue enviada para estudiar de cerca el cometa 
67P/Churyumov-Gerasimenko (67P/CG) y fue la 
primera misión en intentar aterrizar en un cometa. 
Rosetta orbitó el cometa 67P/CG durante más de 
2 años y no sólo fotografió con increíble detalle su 
Modelando un cometa
Universidad de Berna 
olga.pinzon@space.unibe.ch
Olga Janeth Pinzón Rodríguez 
núcleo, sino que también recopiló información valiosa 
de la composición de su atmosfera a medida que este 
orbitaba el sol. 
Nuestra investigación en el Planetary Imaging Group 
de la Universidad de Berna consiste en estudiar la 
emisión de los materiales volátiles más abundantes 
en la atmósfera del cometa 67P/CG a medida que 
este se acerca al sol, y así conectar ésta con la 
composición de su núcleo. Con este propósito, 
utilizamos simulaciones directas de Monte Carlo 
(DSMC por sus siglas en inglés) para modelar el flujo 
de gas y polvo provenientes del núcleo del cometa 
hacia el espacio. Los resultados obtenidos con 
nuestros modelos son comparados con mediciones 
hechas por el espectrómetro de masa ROSINA, 
desarrollado en la Universidad de Berna, el cual midió 
la abundancia de H2O y CO2 a cientos de kilómetros 
del núcleo, al igual que con las observaciones hechas 
por otros instrumentos a bordo de Rosetta como el 
espectrómetro de imágenes VIRTIS-M y el Sistema 
de Imágenes Remoto Óptico, Espectroscópico e 
Infrarrojo: OSIRIS. En esta ponencia presentaremos 
el trabajo que se ha desarrollado en la Universidad 
de Berna al respecto y compartiremos algunos de los 
descubrimientos más sorprendentes logrados gracias 
a la misión Rosetta. 
4.6
Imagen: Representación del tamaño del núcleo de los cometas a partir de datos de la nave WISE - NASA 
/ NASA - JPL-Caltech / solarsystem.nasa.gov
36 ᵜ Boletín La Piranga MCNS
Universidad EAFIT 
dcadavi7@eafit.edu.co 
Daniela Cadavid Henao 
Desarrollo de un algoritmo 
para análisis de datos de 
fotometría
Se presenta el desarrollo de una herramienta computacional 
mediante la cual es posible realizar el análisis de datos fotométricos 
de los satélites TESS y Kepler con el fin de hallar variaciones en 
el flujo de estrellas. Se realiza una revisión del funcionamiento 
de ambos telescopios y del método de detección de exoplanetas 
por medio de tránsito. Se crea una base de datos para la 
validación de la herramienta computacional con un algoritmo de 
descarga automática de los datos fotométricos de los exoplanetas 
confirmados por estos satélites y se reconstruyen a partir de estos 
las curvas de luz correspondientes. Se presentan los detalles del 
desarrollo de la herramienta y del acceso a los datos públicos de 
los satélites. 
4.7
Imagen: Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) Science Data Pipeline / NASA - Ames - Wendy Stenzel / 
www.nasa.gov
Boletín La Piranga MCNS ᵜ 37
El Complejo de las Táuridas es un conjunto de 17 
lluvias de meteoros todas asociadas al cometa 2P/
Encke. Las más notables son las Táuridas Norte (en 
noviembre) y las Táuridas Sur (en Julio). En 1983 
Clube y Napier propusieron que este gran complejo 
se produjo hace 13.000 años como consecuencia de 
un impacto de un cometa gigante que colisiono con 
2P/Encke. Como resultado el polvo producido llego a 
la Tierra y se produjo una pequeña glaciación que ha 
sido registrada en diversos estratos geológicos. Sin 
embargo, hasta ahora esto es una hipótesis de trabajo 
que no ha sido confirmada. En este trabajo logramos 
identificar 57 asteroides que pertenecen al Complejo. 
De esos 57, 31 tienen curvas de luz utilizables, y de 
ellos 19 (71%) muestran actividad cometaria residual. 
Un 71% es un número elevadísimo. Como calibración 
Descubrimiento de actividad 
cometaria en el complejo de Las 
Táuridas y confirmación de la 
catástrofe que ocurrió hace 13.000 
años
Universidad de Antioquia 
ignacio.ferrin@udea.edu.co 
Ignacio Ferrín 
estudiamos 165 miembros de la familia de Themis y 
solo el 17% mostraron actividad. Esto significa que 
los miembros del Complejo todavía están activos y 
que la hipótesis de Clube y Napier es correcta. Sin 
embargo, nosotros modificamos la hipótesis. No se 
necesita un cometa gigante, lo cual traería el problema 
de explicar su origen. Lo que es necesario es que el 
cometa 2P/Encke sufrió una colisión frontal (del lado 
delantero) que bajó su momento angular orbital. Como 
consecuencia el 2P y 56 otros framentos, cayeron 
hacia el Sol, y debido a su corta distancia perihélica ( 
0.25 AU < q < 0.73 AU) se activaron por el calor solar 
y los vemos hoy en día como cometas residuales. En 
conclusión, parece que la catástrofe propuesta hace 
13.000 años tiene probabilidades de haber ocurrido. 
4.8
Imagen: Representación de un cometa chocando con La Tierra / www.smithsonianmag.com
38 ᵜ Boletín La Piranga MCNS
El planeta Marte en su superficie presenta cuatro variedades 
de suelo principalmente, divididos en regolito seco, regolito 
congelado, rocas blandas y rocas duras. A partir de los 
datos obtenidos por los orbitadores Viking, presentados en 
el mapa geológico global de Marte, en donde se registra la 
distribución de unidades geológicas y accidentes geográficos 
en la superficie del planeta a lo largo del tiempo y con base 
en los datos colectados por losdiferentes exploradores en 
Marte, se realizará un análisis de los suelos potencialmente 
aptos para la agricultura en este lugar hostil para la vida. 
Se realizará el reconocimiento de las principales zonas 
en las que el desarrollo de cultivares sea correctamente 
modulado por el suelo con potencial para la agricultura. 
El estudio se basa en los análisis de espectrofotometría 
existentes en las bases de datos PDS: The Planetary Data 
System más exactamente PILOT de la USGS, que contienen 
información fundamental para el análisis pedológico de las 
unidades cartográficas, complementado con estudios de 
utilización de recursos in situ que se encuentran en Marte. 
Se presentará la información sobre la estructura y 
composición de los suelos marcianos y sus propiedades 
físicas, así como unidades cartográficas que se encuentran 
en el mapa de USGS, pueden distinguirse desde el 
criterio de soporte para la planta y fertilidad las unidades 
cartográficas de INh las cuales pertenecen a la era del 
Noachiano tardío, este es un altiplano formando en su 
Análisis de recursos pedológicos para 
la prospección agrícola en Marte
mayoría llanuras, lugares escarpados. Puede tener cientos 
de metros de espesor. Se ubica en (lat -20.74°N., largo 
354.35° E.; localidades 13, 34, 35), comúnmente en las 
depresiones de las tierras altas, así como escasamente en 
las partes más altas de las tierras bajas; en estos se pueden 
encontrar fosas tectónicas, material volcánico, fluvial y de 
cuenca. Ligeramente a muy degradado y deformado. 
Por otra parte, la unidad cartográfica dispuesta para 
el análisis es la IHt de la era del Hesperiano Tardío que 
se encuentra en transición, está formado por depósitos 
formadores de llanuras, relativamente suaves; Puede tener 
decenas a cientos de metros de espesor. Se ubica en (lat 
18.13 N., largo 117.11 E.; localidades 8, 15) que ocurre a lo 
largo del límite de las tierras altas / bajas, cerca de Phlegra 
Montes, en y junto a Valles Marineris y en varios pisos de 
cráter, y en Acidalia Mensa y al sureste de Hesperia Planum. 
Se encuentra contraído tectónicamente, posee densos 
valles ramificados cerca de Echus Chasma que desgastan 
en masa, fluvial / lacustre, y posiblemente otros materiales 
sedimentarios y rocas volcánicas en algunos lugares. 
El análisis del uso de los suelos marcianos para la 
prospección agrícola es un punto clave para la colonización 
y asentamiento en el planeta rojo, es importante reconocer el 
potencial de los recursos in situ para establecer estrategias 
que permitan crear y mantener sistemas de soporte vital en 
Marte.
Universidad Nacional de Colombia 
inocua@unal.edu.co 
Iván Alexis Nocua Benítez 
Kenneth L. y Tanaka, A. (2019). USGS Scientific Investigations Map 3292: Geologic Map of Mars. Retrieved 30 August 2019, from https://pubhs.usgs.
gov/sim/3292 
N. E. Demidov, A.T. Bazilevsky, y R. O. Kuzmin. (2015).Martian Soils: Varieties, Structure, Composition, Physical Properties, Drillability, and Risks for 
Landers. en: Astronomicheskii Vestnik, vol 4, pp. 243-261. 
A. Yen, R. Gellert, C. Schroder, R. V. Morris, J. F. Bell, A. T. Knudson, B. C. Clark,. D. W. Ming. (2005).An integrated view of the chemistry and 
mineralogy of martian soils. NATURE, vol 436, pp. 49-54
4.9
Imagen: Mars Food Production - Bisected / NASA / www.nasa.gov
Boletín La Piranga MCNS ᵜ 39
Se desarrolló un método semi-automático de 
análisis espectral, usando el código iSpec, para 
determinar rápidamente y de manera confiable las 
características físicas más importantes de estrellas 
anfitrionas de exoplanetas: la temperatura efectiva, 
Teff, la gravedad de superficial, log(g), dos índices de 
metalicidad, [M/H] y [Fe/H], así como la velocidad de 
rotación, V sin i. Con el uso del telescopio Tigre de 1.2 
m instalado en Guanajuato, se obtuvo espectros de 
resolución media-alta (R ~ 20000) para 39 estrellas 
anfitrionas de exoplanetas, los cuales analizamos 
usando el método. Los resultados que se obtuvieron 
fueron usados para estudiar la relación entre el 
momento angular de las estrellas y de sus planetas, 
distinguiendo entre dos tipos, planetas de baja masas 
o de tipo HJ (“Hot Jupiter”) y planetas más masivos o 
LMH, que por hipótesis se diferencia de los planetas 
HJs por tener envolventes dominantes de Hidrógeno 
Metálico Líquido (LMH en inglés). 
Caracterización espectroscópica de 
estrellas huéspedes de exoplanetas 
con el telescopio Tigre: el papel de los 
planetas en la determinación del momento 
angular de las estrellas
Universidad del Valle 
lauren.univalle@gmail.com
Lauren Flor Torres
Se encontró una relación entre Vsini y el conjunto Teff 
− log(g), consistente con una variación del momento 
angular de las estrellas con sus masas: el momento 
angular crece con la masa de las estrellas. También 
se confirmó que los planetas más masivos, de tipo 
LMH, orbitan preferiblemente alrededor de estrellas 
de alta masa y alta velocidad de rotación, mientras 
los planetas HJs siguen una tendencia inversa. 
Además, determinamos que los planetas LMH tienen 
momentos angulares más altos que los planetas HJs. 
Basándonos en estos resultados determinamos que 
el componente principal que podría explicar nuestras 
observaciones es el disco protoplanetario (PPD).
4.10
Imagen: Gráficos método de velocidad radial (para el descubrimiento de exoplanetas) / medium.com
40 ᵜ Boletín La Piranga MCNS
PARTE V
Educación y didáctica de 
la Astronomía
Imagen: Cohete espacial de madera sobre un fondo oscuro - Educación y ciencia popular / @ilixe48 / Freepik
Boletín La Piranga MCNS ᵜ 41
Desarrollar la competencia de análisis científico en los 
primeros años de educación brinda la posibilidad a largo 
plazo de propiciar el avance científico y tecnológico 
del país, lo cual hace necesario proponer estrategias 
de enseñanza que fomenten el desarrollo de esta 
competencia. La astronomía se constituye como una 
valiosa herramienta para lograr este objetivo dado 
el alto interés que genera en el público en general, 
en especial en jóvenes en edad escolar. En este 
trabajo proponemos una metodología para potenciar 
la competencia de análisis científico alcanzada por 
los estudiantes a través de la implementación de 
una estrategia didáctica sobre el fenómeno de los 
cráteres lunares. La metodología inicia con un grupo 
de discusión en el que se describen los conceptos 
científicos relacionados con astronomía presentes en 
la zona de desarrollo real, para así medir la capacidad 
de los estudiantes de resolver independientemente 
un problema. Posteriormente, aplicamos la estrategia 
didáctica desarrollada e identificamos en la zona 
de desarrollo potencial aspectos modificables con 
Desarrollo de la habilidad de 
análisis científico por medio de la 
implementación de una estrategia 
didáctica basada en los cráteres 
lunares
Universidad Tecnológica de Pereira 
daesgarcia@utp.edu.co 
Darwin Esau García Ramírez
la ayuda de mediadores. Finalmente, mediante un 
grupo de discusión inferimos la zona de desarrollo 
próximo, la cual determina la distancia entre el nivel 
real de desarrollo y el nivel de desarrollo potencial. 
Para el análisis de la información de corte primario 
utilizamos análisis de discurso y análisis textual. 
Implementamos la metodología en estudiantes del 
colegio Granadino, Villamaría, Caldas, Colombia, 
en edades de 12 a 14 años, que pertenecían a la 
electiva de física y astronomía. Al indagar en la 
zona de desarrollo real sobre fenómenos terrestres 
causados por acción de la Luna, encontramos que el 
53.85% de las respuestas demostraron desconocer 
la relación, mientras que al analizar la zona de 
desarrollo potencial encontramos que el 100% de las 
respuestas estuvieron relacionadas con fenómenos 
astronómicos. La intervención realizada permitió 
potenciar la competencia de análisis científico, 
transformando en términos científicos los términos 
culturales utilizados inicialmente por los estudiantes 
para referirse a conceptos astronómicos.
5.1
Imagen: