Resumen Objetivo: Desarrollar recomendaciones basadas en la evidencia para el diagnóstico, la rehabilitación funcional y el seguimiento de personas con baja visión entre 7 y 18 años y mayores de 18 años. Método: Se conformó el grupo desarrollador con la participación de pacientes. Se hizo una búsqueda sistemática y se evaluaron la calidad de los estudios y el cuerpo de la evidencia. Las recomendaciones se hicieron utilizando Grade Evidence to Decision Framework, las cuales fueron validadas con expertos nacionales. Resultados: En el apartado de diagnóstico, la calidad de la evidencia respecto a agudeza visual y campo visual fue baja; en estas pruebas se generó recomendación débil a favor del uso de la cartilla Early Treatment Diabetic Retinopathy Study y de microperimetría, respectivamente. En cuanto a sensibilidad al contraste, la calidad de la evidencia fue muy baja y se da recomendación débil a favor del uso de la prueba de Pelli-Robson. En cuanto al tratamiento, la calidad de la evidencia respecto a ayudas ópticas electrónicas fue moderada y se da recomendación débil a favor para su uso. En cuanto a las lupas manuales, electrónicas, telescopios y tabletas, la calidad de la evidencia fue muy baja y se da recomendación débil a favor para su uso. En el apartado de rehabilitación, la calidad de la evidencia para personas mayores de 16 años fue moderada y se da recomendación fuerte a favor de la rehabilitación multidisciplinaria y multicomponente, mientras que la calidad de la evidencia respecto a rehabilitación para personas entre 7 y 16 años fue baja y se da recomendación fuerte a favor de su uso. La calidad de la evidencia para intervenciones de terapia ocupacional fue baja y se da recomendación débil a favor de su uso. Con relación a psicología, la calidad de la evidencia para las intervenciones de este tipo fue baja y se da recomendación fuerte a favor de su uso. Finalmente, la calidad de la evidencia para el uso de escalas de seguimiento fue alta y se da recomendación fuerte a favor del uso del National Eye Institute Visual Function Questionnaire-25. Conclusiones: Las recomendaciones emitidas permiten dar un lineamiento general para el manejo integral de la baja visión, reduciendo la variabilidad indeseada en el diagnóstico, la rehabilitación y el seguimiento.

Abstract Purpose: To develop evidence-based recommendations for the diagnosis, functional rehabilitation, and follow-up of people with low vision between 7 and 18 years of age and over 18 years of age. Method: A development group was formed with the participation of patients. A systematic search was performed, and the quality of the studies and the body of evidence were evaluated. Recommendations were made using the Grade Evidence to Decision Framework, which were validated with national experts. Results: In the diagnostic section, the quality of the evidence regarding visual acuity and visual field was low; in these tests, a weak recommendation was generated in favor of the use of the Early Treatment Diabetic Retinopathy Study and Microperimetry primer, respectively. Regarding contrast sensitivity, the quality of the evidence was very low and a weak recommendation was given in favor of the use of the Pelli-Robson test. As for treatment, the quality of evidence regarding electronic optical aids was moderate and a weak recommendation is given in favor of their use. Regarding manual and electronic magnifiers, telescopes and tablets, the quality of evidence was very low and a weak recommendation in favor of their use is given. In the section on rehabilitation, the quality of the evidence regarding this aspect for persons over 16 years of age was moderate, and there is a strong recommendation in favor of multidisciplinary and multicomponent rehabilitation. On the other hand, the quality of the evidence regarding rehabilitation for people between 7 and 16 years of age was low, and there is a strong recommendation in favor of its use. The quality of evidence for occupational therapy interventions was low and a weak recommendation is given in favor of its use. Regarding psychology, the quality of the evidence for interventions of this type was low and a strong recommendation is given in favor of their use. Finally, the quality of evidence for the use of follow-up scales was high and strong recommendation is given in favor of the use of the National Eye Institute Visual Function Questionnaire-25. Conclusions: The recommendations issued allow giving a general guideline for the comprehensive management of low vision, reducing unwanted variability in diagnosis, rehabilitation, and follow-up.

Center to Limb Variations (CLV) or limb darkening allow us to characterize different layers of the solar atmosphere. It is possible to use different wavelengths. These variations give information about the quality of the images observed from ground-based observatories that continuously observe the Sun. Also, a brief description of how the Center to Limb Variations can help to describe the stellar atmospheres, specifically in eclipsing binary stars and stars with exoplanets.

Las variaciones de la intensidad solar del centro al limbo solar son conocidas en Inglés cómo Center to Limb Variations (CLV) u oscurecimiento del limbo solar. Estas permiten caracterizar diferentes capas de la atmósfera solar, específicamente cuándo dichas variaciones se calculan usando diferentes longitudes de onda. Además, estas variaciones permiten obtener información sobre algunas características propias de las imágenes observadas desde telescopios terrestres que observan continuamente el Sol, como su calidad y cómo mejorar está a través de ajustes a los perfiles de variación de la intensidad. También se presenta una breve descripción de cómo las variaciones en la intensidad del centro al limbo pueden ayudar a describir la atmósfera de otras estrellas binarias eclipsantes y aquellas que poseen exoplanetas.

RESUMEN En este trabajo presentamos un algoritmo general para calcular el punto de coma cero para telescopios reflectores clásicos y no clásicos con superficies asféricas. Programamos una función de trazado de rayos general aplicable a superficies cónicas con asfericidad, desplazamientos e inclinaciones, que puede ser modificada por los usuarios, según sus especificaciones. Esta función se utiliza para evaluar la coma transversal y determinar la conjunción óptima de desplazamiento e inclinación del espejo secundario que evita la introducción de coma axial durante el proceso de colimación. Presentamos el cálculo del punto de coma cero para los telescopios clásicos del Observatorio Astronómico Nacional, San Pedro Mártir, México. Además, mostramos el ejemplo de un telescopio de campo amplio con superficies asféricas, como será el caso de los telescopios TAOS-II, para los que no se puede utilizar la expresión analítica clásica.

ABSTRACT In this work we present a general algorithm to calculate the zero coma point for classical and non-classical reflecting telescopes with aspherical surfaces. We programmed a general ray tracing function applicable to conical surfaces with asphericity, displacements, and inclinations that can be modified by the users, according to their specifications. This function is used to evaluate the transverse coma and determine the optimal conjunction of shift and tilt of the secondary mirror that prevents the introduction of axial coma during the collimation process. We present the calculation of the zero coma point for the classical telescopes of the National Astronomical Observatory, San Pedro Mártir, Mexico. Furthermore, we show an example of a wide-field telescope with aspherical surfaces, as will be the case of the TAOS-II telescopes, for which the classical analytical expression cannot be used.

ABSTRACT In the stellar forming region NGC 2264 there are objects catalogued as hosting a transitional disk according to spectrum modeling. Four members of this set have optical and infrared light curves coming from the CoRoT and Spitzer telescopes. In this work, we try to simultaneously explain the light curves using the extinction of the stellar radiation and the emission of the dust inside the hole of a transitional disk. For the object Mon-296, we were successful. However, for Mon-314, and Mon-433 our evidence suggests that they host a pre-transitional disk. For Mon-1308 a new spectrum fitting using the 3D radiative transfer code Hyperion allows us to conclude that this object hosts a full disk instead of a transitional disk. This is in accord to previous work on Mon-1308 and with the fact that we cannot find a fit for the light curves using only the contribution of the dust inside the hole of a transitional disk.

RESUMEN En la región de formación estelar NGC 2264 se encuentran objetos catalogados como anfitriones de discos transicionales según los modelos del espectro. Para cuatro de sus miembros se tienen curvas de luz en el óptico y en el infrarrojo provenientes de los telescopios CoRot y Spitzer. Tratamos de explicar ambas curvas de luz simultáneamente usando la extinción de la radiación estelar y la emisión del polvo dentro del agujero de un disco transicional. Para el objeto Mon-296 fuimos exitosos pero nuestra evidencia indica un disco pre-transicional para Mon-314 y Mon-433. Un nuevo ajuste del espectro con el código 3D de transferencia radiativa Hyperion nos permite concluir que Mon-1308 tiene un disco completo en lugar de un disco transicional. Esto coincide con trabajo previo sobre Mon-138 y con el hecho de no haber encontrado un ajuste de las curvas de luz a partir del uso exclusivo de la contribución del polvo dentro del agujero de un disco transicional.

Resumo Uma atividade didática para o estudo teórico e experimental do princípio de funcionamento do telescópio refrator é proposta para cursos de graduação em física, tecnologia e engenharia. Utilizou-se o formalismo matricial para determinar as propriedades do telescópio, como a distância entre as lentes e a magnificação, em função dos comprimentos focais das lentes objetiva e ocular e da distância objeto-telescópio. Na parte experimental, foi montado um arranjo com o telescópio em si e um olho artificial, composto de uma lente positiva como cristalino e um anteparo plano como retina. A magnificação foi medida diretamente da retina do olho artificial e comparada, à luz dos cálculos de propagação de incertezas, com medidas obtidas com o auxílio de expressões extraídas do método matricial.

Abstract A didactical activity aiming the theoretical and experimental study of the refractive telescope is proposed for undergraduate physics, technology and engineering courses. The matrix method was used for determining the telescope properties like distance between the lenses and magnification, as a function of the lenses focal lengths and the distance between the object and the telescope. In the experiments the optical setup was comprised by the telescope itself and an artificial eye, which in turn is comprised by a positive lens as the eye lens and a planar screen as the retina. The magnification was directly measured from the retina and compared with the measurements obtained with the help of the equations retrieved from the matrix method, concerning the uncertainty propagation.

Resumo Neste trabalho mostramos como observar um trânsito planetário com um telescópio de pequena abertura, bem como a estratégia utilizada para selecionar o objeto, fazer as observações, o tratamento e a análise dos dados. Como exemplo observamos o trânsito planetário na estrela WASP 76 e fizemos uma estimativa do tempo do trânsito, do raio do planeta, do semieixo da órbita e da inclinação orbital. Os resultados obtidos mostram que mesmo com telescópios com configurações instrumentais modestas e instalados em locais com poluição luminosa é possível obter dados satisfatórios do trânsito planetário em estrelas brilhantes. A partir desse resultado defendemos que é possível realizar trabalhos de Astronomia observacional com telescópios de pequena abertura, como os inúmeros que existem nos diversos miniobservatórios instalados em universidades e centros de pesquisa do Brasil, de forma a proporcionar o letramento científico de estudantes de cursos de graduação e do ensino médio.

Abstract In this paper we describe how to observe a planetary transit using a small aperture telescope, as well as the strategies used to select the object, make the observations, the treatment and the data analysis. As an example, we observed the planetary transit on the WASP 76 star and estimated the transit time, the radius, the orbit semi major-axis and the orbital inclination of the planet. The results show that telescopes with modest instrumental configuration can be used to obtain satisfactory data about exoplanets that transit bright stars. Based on this result, we propose that it is possible to do observational astronomy with small-aperture telescopes, such as the instruments that exist in the different small-observatories installed in universities and a research centers in Brazil, to provide scientific literacy for undergraduate students and from high school students.

ABSTRACT Using uvby − β photoelectric photometry obtained with the 0.84 m telescope of the Observatorio Astrónomico Nacional de San Pedro Mártir, México, we deter-mined some of the physical characteristics, such as effective temperature and surface gravity of the high amplitude Delta Scuti star V2455 Cyg (=HD 204615). Newly determined times of maximum light gathered at the Observatorio Astrónomico Nacional de Tonantzintla, México with small 10 inch telescopes equipped with CCD cameras were combined with times of maxima in the literature, and used to study the secular variation of the pulsational period of the star.

RESUMEN A partir de fotometría fotoeléctrica uvby − β adquirida con el telescopio de 0.84 m del Observatorio Astrónomico Nacional de San Pedro Mártir, México de la estrella Delta Scuti de gran amplitud V2455 Cyg (=HD 204615) hemos determinado sus parámetros físicos tales como temperatura efectiva y gravedad superficial. Con nuevos tiempos de máximo recopilados con telescopios pequeños de 10 pulgadas provistos de c´amaras CCD en el Observatorio Astrónomico Nacional de Tonantzintla, México, junto con tiempos de máximo de la literatura, hemos estudiado el período secular de la estrella.

RESUMEN El telescopio es un instrumento que permite observar objetos muy lejanos. Si queremos comprender su funcionamiento necesitamos algunos conceptos basicos de óptica, pero antes vamos a clasificar los principales tipos de telescopios. Posteriormente, describiremos los conceptos de optica más relevantes, presentaremos algunos ejemplos y dejaremos algunos problemas propuestos.

ABSTRACT The telescope is an instrument that allows for the observation of very far objects. To understand how they work we need to classify the main types of telescopes and to understand some basic optical concepts. Finally, we describe the most relevant optical principles with examples and answer some frequently asked questions.

Abstract Annular apertures are typical in modern reflective telescopes. They exhibit altered shapes of PSF and OTF if compared with perfect circular ones. As a consequence the optical power of such a telescope is also changed. This can be calculated with the use of classical optics theory. But the presence of atmospheric optical turbulence contributes its own effects. In this work the trend of the main performance characteristics through a broad spectral region (300 5000 nm) for different obscuration and atmospheric conditions is considered. It turns out that in certain conditions the performance (angular resolution, integral contrast and signal to-noise ratio) of an obstructed telescope relative to a circular aperture case can be even worse than in the absence of turbulence. In particular, the relative imaging performance of an 8m telescope with high (ε = 0.6) central obscuration as a typical example of modern large size survey telescopes is analyzed.

Resumen Las aperturas anulares son típicas en los telescopios reflexivos modernos. Provocan alteraciones en la forma de la PDF y OTF, en comparación con las aperturas circulares. Por ende, la potencia óptica de los telescopios cambia. Esto puede calcularse mediante la teoría óptica clásica. Sin embargo, la presencia de turbulencia atmosférica óptica contribuye con efectos propios. Consideramos la tendencia de las principales características funcionales en una amplia gama espectral (300 5000 nm) para distintas condiciones de la obstrucción y de la atmósfera. El resultado es que el rendimiento (resolución angular, contraste integral y relación señal a ruido) de un telescopio obstruido en relación a uno con apertura circular puede ser peor que en ausencia de turbulencia. En particular, analizamos el rendimiento para imágenes de un telescopio de 8m con alta obstrucción central (ε = 0.6) como ejemplo típico de los telescopios modernos usados para exploraciones.

ABSTRACT The resolution of astronomical images taken from the ground is severely degraded by the atmosphere. One of the simplest methods for overcoming this problem is tip-tilt (TT) correction. This method is especially valuable for small telescopes, as it enables them to reach their diffraction limit. Unfortunately, the method requires a bright guide star to asses the blurring of astronomical images. In this study we show how various factors influence the feasibility of tip-tilt correction in very small telescopes (≤ 1 m). We evaluate the effect of: (1) the intensity of the guide star, (2) seeing conditions, (3) telescope size and (4) sky background. The results are obtained from data simulated using the Random Wave Vector method. The dependencies presented in this paper can be used to predict the sky coverage of small telescopes with TT correction for a wide range of observational conditions.

RESUMEN La resolución de las imágenes astronómicas obtenidas desde la superficie terrestre se ve fuertemente degradada por la atmósfera. Uno de los métodos más sencillos para superar este problema es la corrección ladeo-inclinación (TT por sus siglas en inglés: Tip-Tilt). Este método es valioso especialmente para telescopios pequeños, pues permite que alcancen su límite de difracción. Sin embargo, el método requiere de una estrella guía brillante para evaluar la degradación de las imágenes. Estudiamos la manera en que varios factores afectan la viabilidad de la corrección TT para telescopios pequeños (≤ 1 m). Evaluamos los efectos de: (1) la magnitud de la estrella guía; (2) la turbulencia atmosférica (el “seeing”); (3) el tamaño del telescopio; y (4) el fondo celeste. Los resultados se obtienen con datos simulados usando el m´etodo del vector de onda al azar. Las dependencias que encontramos pueden ser usadas para predecir la cobertura celeste de telescopios pequeños con corrección TT para una gran variedad de condiciones observacionales.

Resumen Hace veinte tres anos, el 23 de febrero de 1987, la explosión de la SN en el L.M.C. fue observada tanto en forma optica como por los detectores subterráneos. Las observaciones ópticas se realizaron con telescopios en Chile y Australia, mientras que la explosion de neutrinos fue detectada por varios experimentos subterraneos en el Hemisferio Norte, que estaban funcionando en ese momento: en el Monte Blanco en Italia, Kamioka en Japon, y Baksan en Rusia, y el IMB en los EE.UU. Esta es la primera vez en la historia de la humanidad, que un evento astrofísico fue observado por los detectores subterraneos. En este evento, el experimento del Monte Blanco detecto cinco pulsos en forma instantánea, que no eran los detectados por los otros experimentos cinco horas despues. Aún no queda claro por qué se detectaron dos explosiones en dos momentos diferentes y como una SN puede generar dos explosiones de neutrinos. Despues de 23 años, se ha propuesto un modelo con una explicación de un colapso en etapas, con dos momentos diferentes, como recientemente sugirieron V.S. Imshennik y O. Ryazhskaya. En este trabajo se presentan los detalles de algo extrano que ocurrió el 23 de febrero, mientras que la mayoría de la informacion científica ya se expuso en otros trabajos publicados.

Abstract Twenty three years ago on February 23, 1987, the explosion of the SN in the L.M.C. was observed both optically and by underground detectors. The optical observations were done in Chile and Australian observatories while the neutrino burst was detected by several underground experiments in the Northern Hemisphere, running at that time: Mt. Blanc in Italy, Kamioka in Japan, and Baksan in Russia and IMB in the USA. For the first time in the his-tory of human existence, an astrophysical phenomenon has been observed in underground detectors. In this astrophysical event, the Mt. Blanc experiment detected five pulses on-line that were not at the same time, as detected by the other three detectors around five hours later. It is still not clear to astrophysicists why two bursts at two different times have been detected and how an SN can generate two neutrino bursts. After 23 years a model has proposed an explanation for a double stage collapse at two different times, as recently suggested by V.S. Imshennik and O. Ryazhskaya. In this paper, a detailed occurrence of something strange that happened on February 23rd is presented while most of the scientific information has been exhibited in other published papers.

Abstract: The classical optical communication systems in free space have been extensively studied, in contrast to quantum systems which until relatively recently have acquired great interest for satellite applications and quantum key distribution. Proper design of the elements that collect light in the receiver is critical for good performance. So, the main objective of this paper is to present an optical antennas design methodology used in quantum communications. This article shows feasibility and utility of paraxial theory use for this design which allows the use of optical components such as astronomical telescopes used in conventional classical schemes. An optical antenna for 1550 nm was designed with the help of simulation tools and a commercial Cassegrain type telescope. Also, a proof of concept in the laboratory was performed where three photons per bit were captured, validating as well the suggested methodology.

Resumen: Los sistemas de comunicación óptica clásicos en espacio libre han sido ampliamente estudiados en contraste con los sistemas cuánticos, los cuales hasta fechas relativamente recientes han ido adquiriendo gran interés para aplicaciones satelitales y distribución de llave cuántica. El adecuado diseño de los elementos que recolectan la luz en el receptor es crítico para un buen desempeño. Así, el objetivo principal del presente trabajo es presentar una metodología de diseño de antenas ópticas empleadas en comunicación cuántica. Se muestra la factibilidad y utilidad de la teoría paraxial para este diseño, permitiendo el empleo de componentes ópticos, tales como telescopios astronómicos usados en esquemas clásicos convencionales. Con la ayuda de herramientas de simulación, diseñamos una antena óptica para 1550 nm, empleando un telescopio tipo Cassegrain, y realizamos una prueba de concepto en laboratorio siendo capaces de captar tres fotones por bit validando la metodología sugerida.

Observaciones solares en alta resolución desde telescopios en tierra (SST) y en el espacio (Hinode) registraron datos con diferentes filtros, obteniendo imágenes de una región del Sol en calma poblada con pequeños elementos magnéticos. La región se caracteriza también por la presencia de vórtices convectivos de plasma fotosférico. Este trabajo condensa los resultados de diferentes análisis aplicados sobre series temporales de imágenes con miras a realizar un seguimiento de la evolución y dinámica de estructuras magnéticas, y de esta forma establecer la influencia de los vórtices de plasma sobre ellas.

High-resolution observations from ground-based (Solar Swedish Telescope) and space-borne (Hinode) solar telescopes acquired data with various filters, obtaining images of a quiet Sun region populated with small-scale magnetic elements. The region is also characterized by the presence of photospheric swirl convective plasma structures. This work abridges the results of different analysis applied over time series of images to follow the evolution of magnetic features aiming to establish the influence of the plasma vortices on their motions.