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Diploma de Estudios Avanzados Bienio 2002-2004 Marzo 2005 Santiago Vargas Domínguez Distribución de poblaciones y contenido estelar de la galaxia espiral del Grupo local M33
Diploma de Estudios Avanzados Bienio 2002-2004 Reseña de los cursos, con una pequeña descripción de sus contenidos más relevantes. Contenido  Parte I Cursos de Doctorado Programa “F ísica del Cosmos”
Diploma de Estudios Avanzados Bienio 2002-2004 1. Introducción   1.1  El Grupo Local 1.2  Aspectos generales de M33 1.3  Estudios recientes de M33 2. Observaciones  2.1  La Wide Field Camera (WFC)  2.2  Campos observados Parte II   Distribución de poblaciones y contenido estelar de la galaxia espiral del Grupo local M33
Diploma de Estudios Avanzados Bienio 2002-2004 4. Poblaciones Estelares 4.1  Caja de Población 4.2  Diagrama Color Magnitud (DCM) 4.3  Indicadores de población estelar 3. Tratamiento de datos 3.1  Reducción  3.2  Fotometría 3.3  Corrección de apertura 3.4  Calibración
Diploma de Estudios Avanzados Bienio 2002-2004 6. Conclusiones y trabajos futuros 5. Resultados para M33 5.1  Diagramas color magnitud 5.2  Descripción de poblaciones 5.3  Estructura y extensión espacial 5.4  Distribución de poblaciones estelares 5.5  Comparación con otros estudios
Parte I Cursos de Doctorado ,[object Object],[object Object],[object Object],[object Object],Interacci ón estrellas - medio inter estelar Profesores:  César Esteban, Romano Corradi, Arturo Manchado
Parte I Cursos de Doctorado ,[object Object],[object Object],[object Object],[object Object],[object Object],[object Object],Exobiolog ía Profesores:  César Esteban, Eduardo Martín, José A. Rodríguez,  Manuel Vázquez
Parte I Cursos de Doctorado ,[object Object],[object Object],[object Object],[object Object],T écnicas de alta resolución para imágenes astronómicas Profesor:  José A. Bonet
Parte I Cursos de Doctorado ,[object Object],[object Object],[object Object],[object Object],[object Object],[object Object],El universo temprano: Teor ía y observación Profesores:  Jesús González de Buitrago, Fernando Atrio
Parte I Cursos de Doctorado ,[object Object],[object Object],[object Object],[object Object],Evoluci ón de galaxias y cosmología Profesor:  Juan E. Betancort
Parte I Cursos de Doctorado ,[object Object],[object Object],[object Object],[object Object],Astrof ísica relativista Profesor:  Evencio Mediavilla
Parte II Proyecto de investigaci ón Distribución de poblaciones y contenido estelar de la galaxia espiral del Grupo Local M33
1. Introducción ,[object Object],[object Object],[object Object],[object Object],[object Object],[object Object],[object Object],[object Object]
1.1  El Grupo Local Encontramos una amplia variedad de galaxias, distribuidas en dos grandes subgrupos. Subgrupo de la Vía Láctea  y sus galaxias vecinas (entre ellas LMC y SMC) Subgrupo dominado por M31 y M33  con sus compañeras enanas. En la periferia encontramos galaxias aisladas que pueden pertenecer a un pequeño subgrupo:  Sextans A, Sextans B, Antlia y NGC3109.
 
 
[object Object],[object Object],[object Object],[object Object],[object Object],[object Object],[object Object],[object Object],[object Object],[object Object],[object Object],[object Object],[object Object],[object Object]
1.3 Estudios recientes de M33 ,[object Object],[object Object],[object Object],[object Object],Galleti,Bellazzini, Ferraro (24 May 2004,  A&A) 9´.4 x 9´.4
Tiede ,Sarajedini, Barker (22 Marzo 2004,  AJ) ,[object Object],[object Object],[object Object],[object Object],6´.8 x 6´.8
 
2. Observaciones  Las observaciones de la galaxia fueron obtenidas en Septiembre de 2002, en el Telescopio Isaac Newton (INT) en el Observatorio Roque de Los Muchachos (ORM) de la Palma, 2.54 m de espejo primario relación focal de f/2.94 bajo condiciones de buen  seeing  y noches claras en su mayoría. Se utilizó la  cámara de gran  campo del INT  y  se obtuvieron imágenes en los filtros V, I durante 4 noches consecutivas, con exposiciones largas  800s  y cortas  100 s .  Número total de imágenes:  360
2.1 La  WFC del INT Nombre del mosaico:   INT  WFC Año de manufactura:  1998 Primera luz en La Palma:  1998 Descripción:   Cámara mosaico  de  4  chips  delgados con dispositivos EEV de  4K x 4 K Características Operativas:  Tiempo de Lectura 37s + Procesado 11s + escritura en disco 8s = Total 56 s. Escala de píxel:  0.33 arcsec/píxel  Campo de visión:  13.5 micras x 13.5  micras Temperatura de operación:  153 K
 
2.2 Campos observados Se observaron un total de 6 campos y dos campos estándar de calibración del catálogo de   Landolt (1992 AJ 104 340) Campo central
4 10 11 9
Estrategia de observación para los campos estándar de calibración. Chip con más medidas usado para calcular la extinción A V  A I
3. Tratamiento de datos Se obtuvieron imágenes de bias y flats durante las cuatro noches, con las cuales de trataron las imágenes originales para poder hacerles la fotometría. Bias:   Tiempo de integración = 0 Se tomaron imágenes de bias en las cuatro noches de observación. Flats:   Se tomaron imágenes de flats en la primera, tercera y cuarta noches, en cada uno de los filtros en que vamos a trabajar (V,I) Se utilizó principalmente la tarea  CCDPROC  de  IRAF para hacer estas correcciones.
3.1 Reducción Bias Con las imágenes de bias obtenidas para cada  noche,  se  obtiene  un  bias promedio ,  (utilizando la tarea zerocombine de IRAF) , que se substrae a todas las imágenes como una constante numérica.  Corrección de Linealidad Dentro de los problemas que presenta la WFC, se destacan los de linealidad, que surgen porque la respuesta de los píxels no es lineal, con la llegada de la radiación. Estos problemas con significativos para los chips 2 y 4 mientras que los chips 1 y 3 son esencialmente lineales con un error <  1% del rango total.
 
Ecuaciones para las correcciones de linealidad en los chips de la WFC. (Estos valores cambiaron posteriormente en Agosto 2003) www.ast.cam.ac.uk/~wfcsur/foibles.php
Flats Se remueve la ganancia multiplicativa y variaciones de iluminación a lo largo del chip.  Se combinaron para cada chip, los flats por filtros para obtener una imagen final de FLAT en cada uno. (se utilizó la tarea flatcombine de IRAF). Corrección de franjas de interferencia  ( fringing ) Las imágenes del filtro I fueron corregidas del patrón de franjas de interferencia. Se promediaron en cada chip (usando la tarea imcombine de IRAF) para sacar el patrón de franjas, verificando que se eliminaban todas las estrellas. Con un patrón de franjas normalizado para cada chip, se calcula entonces el valor correspondiente para multiplicar por cada imagen y eliminar las franjas.
3.2 Fotometría ,[object Object],[object Object],Cálculo de la PSF:
[object Object],[object Object],[object Object],[object Object]
[object Object],[object Object],[object Object]
[object Object],[object Object],[object Object],[object Object],Pasos a seguir....... ,[object Object]
[object Object],[object Object],[object Object],[object Object],SIGMA:  Error de ajuste entre PSF y el perfil de una estrella real.  Valores altos    objetos no estelares ó estrellas débiles
Estrella de PSF Estrella descartada
Iteración de la PSF:  Se va iterando de forma que la PSF varíe desde una función  de  ajuste  lineal  hasta  una variable cúbicamente. Este procedimiento se aplicó en las dos bandas a cada una de las  360  imágenes. Se obtienen finalmente las magnitudes de cada estrella y los errores correspondientes
3.3 Corrección de apertura ,[object Object],[object Object],[object Object],[object Object],[object Object],[object Object]
Se utiliza el  programa DAOGROW (Stetson) haciendo un tratamiento para los campos a calibrar y otro para los campos de estrellas estándar. Campos a calibrar : Se escogen las mismas “estrellas de PSF” que    ya tenemos seleccionadas. Campos estándar:  Se escogen las estrellas del catalogo de    Landolt.
Campos de Calibración Pg1657+078   V  I  V- I -   15.02  15.12  -0.100 A   14.03  12.92  1.113 B   14.72  13.88  0.838  C   15.23  14.26  0.967 Pg0231+051 V  I  V- I -   16.11  16.64  -0.534 A   12.77  11.97  0.799 B   14.74  12.79  1.951  C   13.70  12.92  0.783 D   14.03  12.75  1.256
Identificadas las estrellas, se hace fotometría de apertura de cada una usando una lista de aperturas. Estas aperturas se calculan  mediante una secuencia geométrica  ,[object Object],r 1=4 r 12=20 ,[object Object],[object Object]
Curvas de crecimiento  (DAOGROW) Imágenes de los campos de M33  +  campos estándares separados por chips Chip 4 Chip 3 Chip 2 Chip 1
Chip1  Chip2   .  Filtro  V  Filtro I   Filtro  V  Filtro  I   Campo 10 11 4 9
Chip3  Chip4   .  Filtro  V  Filtro I   Filtro  V  Filtro   I   Campo 10 11 4 9
La corrección de apertura para las imágenes se hace calculando la media para unas cuantas estrellas en cada imagen, sabiendo que Se promedia el valor obtenido para 10 estrellas en cada imagen corap = m(total) – m(psf) DAOGROW Fotometría de PSF
3.4 Calibración ,[object Object],[object Object],[object Object],[object Object],A I  = 0.060 A V  = 0.094
v 40  – v 10  =   41  +  41   V n0  = v-A V X  i n0  = i-A V X   v 40  – v 20  =   42  +   42 v 40  – v 30  =   43  +   43 I V I V I V
Filtro V Pendiente=0.005
Filtro I Pendiente=-0.087
Ecuaciones de trasformación al sistema estándar Filtro V V-v + 0.094 X  = Filtro I I - i + 0.060 X  = -0.268 + 0.005 (V-I) -0.905 - 0.087 (V-I)
Parámetros fotométricos de ajuste de la PSF    <  0.2    <  8 -1 < SHARP < 0.2
4. Poblaciones estelares  Dentro de este concepto encontramos algunos cambios introducidos desde 1944, desde que Walter Baade resolviera estrellas brillantes de M31 y M32, identificando: Estrellas mayoritariamente azules en el disco de M31 Estrellas rojas en el bulbo de M31 y M32 Otros estudios y comparaciones lo llevaron a concluir que las estrellas rojas en  M31, M32  y en  CG , eran esencialmente del mismo tipo, y las azules del disco de  M31  similares a las de los  CA .
Define entonces los conceptos clásicos de Población I y Población II Población I:  Estrellas jóvenes, con metalicidad similar a la solar y cinemática de disco Población II:  Estrellas viejas, con abundancia de metales inferiores a la solar de hasta 2 órdenes de magnitud y con cinemática de halo. Este concepto ha variado un poco debido al descubrimiento de estrellas que no se ajustaban completamente a estos grupos, i.e estrellas azules con metalicidad inferior a la solar, o estrellas viejas ricas en metales.
4.1 Caja de Población Desde finales del S.XX (1988) el concepto de  población Se ha extendido  a  la  caja  de  población ,  que  es una representación tridimensional, con ejes que representan  La  edad ,  metalicidad  e  historia de formación estelar . Es  una  forma  de  visualizar  la  SFR  y  la  historia  de enriquecimiento químico de la galaxia.  Poblaciones I y II de Baade
4.2 Diagrama Color Magnitud Originalmente llamado diagrama HR, descubierto independientemente por  Hertzprung (1911) y  Rusell (1913),  donde  se  representa  el  tipo espectral   contra  la  luminosidad   de las estrellas.  El  tipo  espectral   (variable discreta) fue remplazado por la  temperatura superficial , obtenida por un ajuste  de  radiación  de  cuerpo negro al espectro  de las estrellas para establecer  una  continuidad  en  el  diagrama. La  luminosidad  debe  ser  calculada conociendo previamente la distancia. Se observan trazas bien marcadas que representan estados evolutivos de las estrellas y el camino que siguen desde su nacimiento hasta su muerte. Secuencia principal ( MS ), rama de gigantes rojas ( RGB ), rama asintótica de gigantes ( AGB ),rama de super gigantes rojas ( RSG ), rama horizontal ( HB ), lazos azules ( BL ), red clump ( RC )
 
4.3 Indicadores de población estelar Una vez generado el DCM a través de la fotometría, debemos ser capaces de identificar regiones o estructuras en donde, dependiendo de la edad y metalicidad, se ubican las estrellas a lo largo y ancho del  DCM .
[object Object],[object Object],[object Object],[object Object],[object Object],[object Object],[object Object]
[object Object],[object Object],[object Object],[object Object]
[object Object],[object Object],[object Object],[object Object]
[object Object],[object Object],[object Object],[object Object],[object Object],[object Object],[object Object]
[object Object],[object Object],[object Object],[object Object],[object Object]
[object Object],[object Object],[object Object],[object Object]
[object Object],[object Object],[object Object]
[object Object],[object Object],[object Object],[object Object],[object Object]
5. Resultados para M33 5.1 Diagramas Color Magnitud
4 10 11 9
RGB Masa baja Edad  intermedia y vieja MS Masa alta Edad joven AGB Masa baja e intermedia Edad intermedia y vieja RSG Masa alta e intermedia Edad joven BL Masa alta e intermedia Edad joven
TRGB 20.75 (Flash-He) BL
5.2  Descripción de poblaciones Región central Población RGB:  Estructura más sobresaliente  0.4 < (V-I) < 2   Edades: 1-15 Ga   Metalicidad  0.001 – 0.008 Población BL, BP:  0 < (V-I) < 1.2   Edades: 20-100 Ma   Metalicidad Z=0.004
Región central Población RSG:  1.1 < (V-I) < 1.6   Edad: 100 Ma   Metalicidad 0.004 – 0.008 Población AGB:  1.4 < (V-I) < 2.5  19.8 < I < 20.8   Edades: 1-15 Ga    Metalicidad Z=0.004   Población MS:  -0.5 < (V-I) < 0.5  19 <I <23.4   Edades: 30-100 Ma    Metalicidad Z=0.004
Comparación con Isocronas  (Librería de Padua)
Región externa Población RGB:   (V-I) ~ 0.5  alrededor de 1   Edades: 5-15 Ga   Metalicidad  0.001 – 0.004 Población AGB:  1.4 < (V-I) < 2.5    Edades: 5-15 Ga  Metalicidad 0.001 - 0.004
Comparación con Isocronas   (Librería de Padua)
Módulo de distancia M I TRGB  = 0.14 [Fe/H] + 0.48 [Fe/H] + 3.66 = - 4.02 (m-M) I  = 24.77 +- 0.02  (Barker et al. 2004) Asumiendo: Enrojecimiento   E(V-I)=0.06 +- 0.02 Absorción interestelar   A I  = 1.31E(V-I)  ( von Hippel & Sarajedini 1998) Módulo absoluto   (m-M)0 = 24.69 +- 0.007
Inter-brazo Inter-brazo Brazo Brazo Imagen de 800s en el filtro V NGC604 Diferencias  brazo  inter-brazo
Brazos espirales  Diferencias  brazo  inter-brazo
Regiones de inter-brazo
NGC604 ,[object Object],[object Object],[object Object]
 
5.3 Estructura y extensión espacial
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
5.4 Distribución de poblaciones estelares  Población joven Edades:  < 1 Ga Población Intermedia Edades: 1 – 10 Ga Población vieja Edades:  > 1 Ga
RSG Distribución de poblaciones jóvenes MS BL, BP
BL,BP:  Más extendida que la MS, hasta unos 45’ del    centro. Diferencia de distribución disco - halo MS:  La más escasa de las poblaciones resueltas Sobredensidad en brazos espirales Extensión: 20´del galactocentro Desaparece abruptamente en el halo exterior RSG:   Extensión homogénea con sobredensidad en brazos   Mayor cantidad de estrellas jóvenes resueltas
Superposición de jovenes y viejas AGB RGB Distribución de poblaciones viejas
AGB:  Menos poblada que la RGB pero similar en    extensión. Variaciones pequeñas de intensidad de ~ 1 mag RGB:  Población más resuelta Diferencias disco – halo  Extensión  hasta  52’ del galactocentro
5.5 Comparación con estudios previos
4 10 11 9 Galleti et al.  F1 (2004) Galleti et al.  F2 2004 Sarajedini et al. et al. (2004) Mould & Kristian (1986)
Sarajedini et al.
Galleti et al.  Campo F1
Galleti et al.  Campo F2
[object Object],[object Object],[object Object],[object Object],[object Object],[object Object],[object Object],[object Object]
[object Object],[object Object],Hay una diferencia entre componentes halo – disco en galaxias espirales. Población del disco para r < 22’
[object Object],[object Object],[object Object],[object Object]
Muchas gracias a todos !!!!!!!
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
m k  – m k-1 (r k +r k+1 )2
(r k +r k+1 )2 m k  – m k-1
Perfil de estrella de PSF
Perfil de estrella contaminado por vecinas
(r k +r k+1 )2 m k  – m k-1 analítico empírico final Analítico Empírico Compromiso final
Filtro I
Filtro V
Campo 2 ( Control )  Campo 3  (Hacia M31)

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Distribución de poblaciones y contenido estelar de la galaxia espiral del Grupo Local M33

  • 1. Diploma de Estudios Avanzados Bienio 2002-2004 Marzo 2005 Santiago Vargas Domínguez Distribución de poblaciones y contenido estelar de la galaxia espiral del Grupo local M33
  • 2. Diploma de Estudios Avanzados Bienio 2002-2004 Reseña de los cursos, con una pequeña descripción de sus contenidos más relevantes. Contenido Parte I Cursos de Doctorado Programa “F ísica del Cosmos”
  • 3. Diploma de Estudios Avanzados Bienio 2002-2004 1. Introducción 1.1 El Grupo Local 1.2 Aspectos generales de M33 1.3 Estudios recientes de M33 2. Observaciones 2.1 La Wide Field Camera (WFC) 2.2 Campos observados Parte II Distribución de poblaciones y contenido estelar de la galaxia espiral del Grupo local M33
  • 4. Diploma de Estudios Avanzados Bienio 2002-2004 4. Poblaciones Estelares 4.1 Caja de Población 4.2 Diagrama Color Magnitud (DCM) 4.3 Indicadores de población estelar 3. Tratamiento de datos 3.1 Reducción 3.2 Fotometría 3.3 Corrección de apertura 3.4 Calibración
  • 5. Diploma de Estudios Avanzados Bienio 2002-2004 6. Conclusiones y trabajos futuros 5. Resultados para M33 5.1 Diagramas color magnitud 5.2 Descripción de poblaciones 5.3 Estructura y extensión espacial 5.4 Distribución de poblaciones estelares 5.5 Comparación con otros estudios
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  • 12. Parte II Proyecto de investigaci ón Distribución de poblaciones y contenido estelar de la galaxia espiral del Grupo Local M33
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  • 14. 1.1 El Grupo Local Encontramos una amplia variedad de galaxias, distribuidas en dos grandes subgrupos. Subgrupo de la Vía Láctea y sus galaxias vecinas (entre ellas LMC y SMC) Subgrupo dominado por M31 y M33 con sus compañeras enanas. En la periferia encontramos galaxias aisladas que pueden pertenecer a un pequeño subgrupo: Sextans A, Sextans B, Antlia y NGC3109.
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  • 21. 2. Observaciones Las observaciones de la galaxia fueron obtenidas en Septiembre de 2002, en el Telescopio Isaac Newton (INT) en el Observatorio Roque de Los Muchachos (ORM) de la Palma, 2.54 m de espejo primario relación focal de f/2.94 bajo condiciones de buen seeing y noches claras en su mayoría. Se utilizó la cámara de gran campo del INT y se obtuvieron imágenes en los filtros V, I durante 4 noches consecutivas, con exposiciones largas 800s y cortas 100 s . Número total de imágenes: 360
  • 22. 2.1 La WFC del INT Nombre del mosaico: INT WFC Año de manufactura: 1998 Primera luz en La Palma: 1998 Descripción: Cámara mosaico de 4 chips delgados con dispositivos EEV de 4K x 4 K Características Operativas: Tiempo de Lectura 37s + Procesado 11s + escritura en disco 8s = Total 56 s. Escala de píxel: 0.33 arcsec/píxel Campo de visión: 13.5 micras x 13.5 micras Temperatura de operación: 153 K
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  • 24. 2.2 Campos observados Se observaron un total de 6 campos y dos campos estándar de calibración del catálogo de Landolt (1992 AJ 104 340) Campo central
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  • 26. Estrategia de observación para los campos estándar de calibración. Chip con más medidas usado para calcular la extinción A V A I
  • 27. 3. Tratamiento de datos Se obtuvieron imágenes de bias y flats durante las cuatro noches, con las cuales de trataron las imágenes originales para poder hacerles la fotometría. Bias: Tiempo de integración = 0 Se tomaron imágenes de bias en las cuatro noches de observación. Flats: Se tomaron imágenes de flats en la primera, tercera y cuarta noches, en cada uno de los filtros en que vamos a trabajar (V,I) Se utilizó principalmente la tarea CCDPROC de IRAF para hacer estas correcciones.
  • 28. 3.1 Reducción Bias Con las imágenes de bias obtenidas para cada noche, se obtiene un bias promedio , (utilizando la tarea zerocombine de IRAF) , que se substrae a todas las imágenes como una constante numérica. Corrección de Linealidad Dentro de los problemas que presenta la WFC, se destacan los de linealidad, que surgen porque la respuesta de los píxels no es lineal, con la llegada de la radiación. Estos problemas con significativos para los chips 2 y 4 mientras que los chips 1 y 3 son esencialmente lineales con un error < 1% del rango total.
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  • 30. Ecuaciones para las correcciones de linealidad en los chips de la WFC. (Estos valores cambiaron posteriormente en Agosto 2003) www.ast.cam.ac.uk/~wfcsur/foibles.php
  • 31. Flats Se remueve la ganancia multiplicativa y variaciones de iluminación a lo largo del chip. Se combinaron para cada chip, los flats por filtros para obtener una imagen final de FLAT en cada uno. (se utilizó la tarea flatcombine de IRAF). Corrección de franjas de interferencia ( fringing ) Las imágenes del filtro I fueron corregidas del patrón de franjas de interferencia. Se promediaron en cada chip (usando la tarea imcombine de IRAF) para sacar el patrón de franjas, verificando que se eliminaban todas las estrellas. Con un patrón de franjas normalizado para cada chip, se calcula entonces el valor correspondiente para multiplicar por cada imagen y eliminar las franjas.
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  • 37. Estrella de PSF Estrella descartada
  • 38. Iteración de la PSF: Se va iterando de forma que la PSF varíe desde una función de ajuste lineal hasta una variable cúbicamente. Este procedimiento se aplicó en las dos bandas a cada una de las 360 imágenes. Se obtienen finalmente las magnitudes de cada estrella y los errores correspondientes
  • 39.
  • 40. Se utiliza el programa DAOGROW (Stetson) haciendo un tratamiento para los campos a calibrar y otro para los campos de estrellas estándar. Campos a calibrar : Se escogen las mismas “estrellas de PSF” que ya tenemos seleccionadas. Campos estándar: Se escogen las estrellas del catalogo de Landolt.
  • 41. Campos de Calibración Pg1657+078 V I V- I - 15.02 15.12 -0.100 A 14.03 12.92 1.113 B 14.72 13.88 0.838 C 15.23 14.26 0.967 Pg0231+051 V I V- I - 16.11 16.64 -0.534 A 12.77 11.97 0.799 B 14.74 12.79 1.951 C 13.70 12.92 0.783 D 14.03 12.75 1.256
  • 42.
  • 43. Curvas de crecimiento (DAOGROW) Imágenes de los campos de M33 + campos estándares separados por chips Chip 4 Chip 3 Chip 2 Chip 1
  • 44. Chip1 Chip2 . Filtro V Filtro I Filtro V Filtro I Campo 10 11 4 9
  • 45. Chip3 Chip4 . Filtro V Filtro I Filtro V Filtro I Campo 10 11 4 9
  • 46. La corrección de apertura para las imágenes se hace calculando la media para unas cuantas estrellas en cada imagen, sabiendo que Se promedia el valor obtenido para 10 estrellas en cada imagen corap = m(total) – m(psf) DAOGROW Fotometría de PSF
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  • 48. v 40 – v 10 =  41 +  41 V n0 = v-A V X i n0 = i-A V X v 40 – v 20 =  42 +  42 v 40 – v 30 =  43 +  43 I V I V I V
  • 51. Ecuaciones de trasformación al sistema estándar Filtro V V-v + 0.094 X = Filtro I I - i + 0.060 X = -0.268 + 0.005 (V-I) -0.905 - 0.087 (V-I)
  • 52. Parámetros fotométricos de ajuste de la PSF  < 0.2  < 8 -1 < SHARP < 0.2
  • 53. 4. Poblaciones estelares Dentro de este concepto encontramos algunos cambios introducidos desde 1944, desde que Walter Baade resolviera estrellas brillantes de M31 y M32, identificando: Estrellas mayoritariamente azules en el disco de M31 Estrellas rojas en el bulbo de M31 y M32 Otros estudios y comparaciones lo llevaron a concluir que las estrellas rojas en M31, M32 y en CG , eran esencialmente del mismo tipo, y las azules del disco de M31 similares a las de los CA .
  • 54. Define entonces los conceptos clásicos de Población I y Población II Población I: Estrellas jóvenes, con metalicidad similar a la solar y cinemática de disco Población II: Estrellas viejas, con abundancia de metales inferiores a la solar de hasta 2 órdenes de magnitud y con cinemática de halo. Este concepto ha variado un poco debido al descubrimiento de estrellas que no se ajustaban completamente a estos grupos, i.e estrellas azules con metalicidad inferior a la solar, o estrellas viejas ricas en metales.
  • 55. 4.1 Caja de Población Desde finales del S.XX (1988) el concepto de población Se ha extendido a la caja de población , que es una representación tridimensional, con ejes que representan La edad , metalicidad e historia de formación estelar . Es una forma de visualizar la SFR y la historia de enriquecimiento químico de la galaxia. Poblaciones I y II de Baade
  • 56. 4.2 Diagrama Color Magnitud Originalmente llamado diagrama HR, descubierto independientemente por Hertzprung (1911) y Rusell (1913), donde se representa el tipo espectral contra la luminosidad de las estrellas. El tipo espectral (variable discreta) fue remplazado por la temperatura superficial , obtenida por un ajuste de radiación de cuerpo negro al espectro de las estrellas para establecer una continuidad en el diagrama. La luminosidad debe ser calculada conociendo previamente la distancia. Se observan trazas bien marcadas que representan estados evolutivos de las estrellas y el camino que siguen desde su nacimiento hasta su muerte. Secuencia principal ( MS ), rama de gigantes rojas ( RGB ), rama asintótica de gigantes ( AGB ),rama de super gigantes rojas ( RSG ), rama horizontal ( HB ), lazos azules ( BL ), red clump ( RC )
  • 57.  
  • 58. 4.3 Indicadores de población estelar Una vez generado el DCM a través de la fotometría, debemos ser capaces de identificar regiones o estructuras en donde, dependiendo de la edad y metalicidad, se ubican las estrellas a lo largo y ancho del DCM .
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  • 67. 5. Resultados para M33 5.1 Diagramas Color Magnitud
  • 68. 4 10 11 9
  • 69. RGB Masa baja Edad intermedia y vieja MS Masa alta Edad joven AGB Masa baja e intermedia Edad intermedia y vieja RSG Masa alta e intermedia Edad joven BL Masa alta e intermedia Edad joven
  • 71. 5.2 Descripción de poblaciones Región central Población RGB: Estructura más sobresaliente 0.4 < (V-I) < 2 Edades: 1-15 Ga Metalicidad 0.001 – 0.008 Población BL, BP: 0 < (V-I) < 1.2 Edades: 20-100 Ma Metalicidad Z=0.004
  • 72. Región central Población RSG: 1.1 < (V-I) < 1.6 Edad: 100 Ma Metalicidad 0.004 – 0.008 Población AGB: 1.4 < (V-I) < 2.5 19.8 < I < 20.8 Edades: 1-15 Ga Metalicidad Z=0.004 Población MS: -0.5 < (V-I) < 0.5 19 <I <23.4 Edades: 30-100 Ma Metalicidad Z=0.004
  • 73. Comparación con Isocronas (Librería de Padua)
  • 74. Región externa Población RGB:  (V-I) ~ 0.5 alrededor de 1 Edades: 5-15 Ga Metalicidad 0.001 – 0.004 Población AGB: 1.4 < (V-I) < 2.5 Edades: 5-15 Ga Metalicidad 0.001 - 0.004
  • 75. Comparación con Isocronas (Librería de Padua)
  • 76. Módulo de distancia M I TRGB = 0.14 [Fe/H] + 0.48 [Fe/H] + 3.66 = - 4.02 (m-M) I = 24.77 +- 0.02 (Barker et al. 2004) Asumiendo: Enrojecimiento E(V-I)=0.06 +- 0.02 Absorción interestelar A I = 1.31E(V-I) ( von Hippel & Sarajedini 1998) Módulo absoluto (m-M)0 = 24.69 +- 0.007
  • 77. Inter-brazo Inter-brazo Brazo Brazo Imagen de 800s en el filtro V NGC604 Diferencias brazo inter-brazo
  • 78. Brazos espirales Diferencias brazo inter-brazo
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  • 82. 5.3 Estructura y extensión espacial
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  • 102. 5.4 Distribución de poblaciones estelares Población joven Edades: < 1 Ga Población Intermedia Edades: 1 – 10 Ga Población vieja Edades: > 1 Ga
  • 103. RSG Distribución de poblaciones jóvenes MS BL, BP
  • 104. BL,BP: Más extendida que la MS, hasta unos 45’ del centro. Diferencia de distribución disco - halo MS: La más escasa de las poblaciones resueltas Sobredensidad en brazos espirales Extensión: 20´del galactocentro Desaparece abruptamente en el halo exterior RSG: Extensión homogénea con sobredensidad en brazos Mayor cantidad de estrellas jóvenes resueltas
  • 105. Superposición de jovenes y viejas AGB RGB Distribución de poblaciones viejas
  • 106. AGB: Menos poblada que la RGB pero similar en extensión. Variaciones pequeñas de intensidad de ~ 1 mag RGB: Población más resuelta Diferencias disco – halo Extensión hasta 52’ del galactocentro
  • 107. 5.5 Comparación con estudios previos
  • 108. 4 10 11 9 Galleti et al. F1 (2004) Galleti et al. F2 2004 Sarajedini et al. et al. (2004) Mould & Kristian (1986)
  • 110. Galleti et al. Campo F1
  • 111. Galleti et al. Campo F2
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  • 115. Muchas gracias a todos !!!!!!!
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  • 135. m k – m k-1 (r k +r k+1 )2
  • 136. (r k +r k+1 )2 m k – m k-1
  • 138. Perfil de estrella contaminado por vecinas
  • 139. (r k +r k+1 )2 m k – m k-1 analítico empírico final Analítico Empírico Compromiso final
  • 142. Campo 2 ( Control ) Campo 3 (Hacia M31)