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
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.
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
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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
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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
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 )
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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 .
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
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
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