Las nebulosas planetarias (NPs) son las atmósferas eyectadas de estrellas evolucionadas de masa baja e intermedia, estrellas que están presentes en todos los sistemas estelares. Lo más fácil, quizás, para empezar a estudiar NPs en una galaxia es sencillamente contar cuántas hay con una determinada luminosidad, es decir, obtener la Función de Luminosidad de Nebulosas Planetarias (PNLF por sus siglas en inglés). Como esperábamos, la PNLF contiene muy pocas NPs muy brillantes y muchísimas muy débiles. Pero, sorprendentemente, resulta que el extremo brillante de la PNLF se corta en cierto valor

Las estrellas albergan en general un complejo abanico de campos magnéticos. El Sol, debido a su cercanía, es la única de todas ellas donde los astrofísicos podemos llegar a estudiarlos en profundidad. El denominado Sol en calma (aquellas regiones sin campos magnéticos intensos) ocupa más del 99% de la superficie del Sol y está compuesto de un magnetismo enmarañado, aún sin resolver hoy en día. Se piensa que estos campos magnéticos denominados "escondidos" (debido principalmente a que son invisibles con la resolución espacial de la instrumentación actual), son capaces de almacenar suficiente

En este trabajo empleamos datos de varios cartografiados del cielo, destacando un catálogo de fuentes de la misión de NASA SWIFT, la cual dispone de una cámara ultravioleta/óptico (UVOT), originalmente creada para localizar explosiones de rayos gamma. De este catálogo seleccionamos una muestra de 10452 estrellas también presentes en Gaia DR2 y 2MASS, de modo que disponemos de datos fotométricos cubriendo un gran rango espectral, del ultravioleta al infrarrojo. Comparamos los datos con modelos de extinción por polvo, encontrando correlaciones entre parámetros que definen la pendiente de la

Hasta un 98% de todas las estrellas simples acabarán como enanas blancas que conectan la historia y evolución futura de la Galaxia, y cuya evolución anterior queda grabada en sus interiores. Esos interiores pueden ser estudiados por la asterosismología, utilizando sus pulsaciones como ondas sísmicas. Las regiones de inestabilidad de enanas blancas de tipo DA y DB son puras, permitiéndonos generalizar sobre la estructura interior de todas las enanas blancas de esos tipos. En cambio, para la región donde residen las enanas blancas pulsantes más calientes, las estrellas denominadas GW Vir, no