Instituto Astrofísica de Canarias “Construcción de una base de datos espectral de Cúmulos Globulares galácticos en la región del triplete del calcio” Estudiante: Sol Molina Directores: Javier Cenarro y Mike Beasley Año: 2008

Esquema de trabajo Objetivos del proyecto Introducción Teórica Reducción de las observaciones Se empleo la mayor parte del tiempo en esta etapa del proyecto Medida de los índices de intensidad espectral Comparación con modelos teóricos de síntesis de poblaciones estelares. Conclusiones

Objetivos Construir una biblioteca estelar espectroscópica de cúmulos globulares galácticos en la zona del triplete del calcio (l Å ). Medir índices de líneas en el infrarrojo cercano, en especial las líneas del triplete del calcio. Contrastar estas medidas con predicciones de modelos de síntesis de evolución estelar. Definir una escala de metalicidad basada en el triplete del calcio de los cúmulos globulares.

Introducción Los cúmulos globulares galácticos son las estructuras mas antiguas de nuestra galaxia. Poseen “poblaciones estelares simples” SSP. Las estrellas pertenecientes a estas poblaciones poseen aproximadamente la misma edad y metalicidad. Las estrellas pueden ser resueltas individualmente. Esto es son Candidatos ideales para calibrar y testear modelos evolutivos de síntesis de poblaciones estelares singulares. Relaciones entre los índices de intensidad de líneas espectrales y características de las poblaciones, como la metalicidad. Estos índices se calculan a partir de espectros integrados, ya que poseen información de la población estelar completa. A través de El estudio de estos objetos es muy importante para la interpretación posterior de espectros integrados de sistemas mas complejos como galaxias elípticas. ¡ ! Se pueden construir diagramas color- magnitud. Determinar edad del cúmulo. (punto de giro de la secuencia principal).

Reducción Ventaja: Al manipular aritméticamente las imágenes realiza un tratamiento adecuado de los errores aleatorios. Crea imágenes de error procesando en paralelo estas imágenes y los datos. Dichas imágenes de error son creadas a partir de la ganancia, el ruido de lectura y la estadística de fotones. Por esto Es importante calcular estos valores a partir de las observaciones. Se utilizo el paquete de reducción REDUCEME Diseñado en la universidad Complutense de Madrid, especialmente para trabajar datos espectroscópicos Datos analizados Julio 2003, 4 noches Espectrógrafo IDS CCD TEK 5 Telescopio Isaac Newton (INT) en el observatorio del Roque de los muchachos. 26 GCCs Texp total ~10 – 40 minutos

Reducción Standard La mayor parte del tiempo del desarrollo del proyecto se empleo en esta etapa del trabajo. Sustracción del Bias. (Corregir under- overscan) Corrección con flatfield de alta frecuencia Faltfield de lámpara Corrección con flatfield de baja frecuencia Flatfield de crepúsculo Limpieza de rayos cósmicos Sustracción del cielo Imágenes de cielo Corrección distorsión C Calibración en longitud de onda Imágenes de arcos Ruido de lectura Se determina de la dispersión de los datos en las imágenes de los residuos de Bias a 2.28 ADU Ganancia σ 2 rms =σ 2 RN +σ 2 Fot G=1.41 e-/ADU σ 2 rms /g 2 = σ 2 RN /g 2 +σ 2 Fot /g 2 g= / σ 2 rms - σ 2 RN

En infrarrojo cercano se produce un patrón interferencial en la superficie de los CCDs ópticos, que se observa como “aguas” Fringing !!! Corrección de Fringing Se corrigió satisfactoriamente !!!! A las imágenes de ciencia se las dividió por una imagen de flat suavizada y normalizada. Para corregir este efecto Se usan las imágenes de flatfield de cúpula

PROBLEMAS!!! Se encontraron diferencias sistemáticas (y no explicadas) entre el cielo de las imágenes de GGC, y el cielo de las imágenes de cielo. Quedaron residuos!!!!!! Sustracción de líneas de emisión del cielo Imágenes de cielo Al restar las imágenes de cielo a la de los cúmulos Esto puede producir alguna incerteza en las medidas. Se puede corregir analizando específicamente -para cada cúmulo- si existe algún comportamiento sistemático en la variaciones de las líneas de cielo.

Resultado Catálogo de espectros integrados de 26 CGGs Región espectral Å Resolución FWHM 2,2 Å Dispersión 0.83 Å /pix S/N A-1 Cubrimiento en metalicidad: [Fe/H] (-2.28, -0.04) Extracción de espectros!!! RCHRM

Medida de los índices de intensidad de líneas Se miden de forma análoga a los anchos equivalentes, a partir de las intensidades de las líneas espectrales. Índices medidos Programa index Tiene en cuenta la velocidad radial de los cúmulos. CaT (Cenarro et al. 2001) Ca2 y Ca3 (Armandroff & Zinn 1988) Nivel de continuo Contaminación líneas del cielo

Con la medida de los índices 1.- Comparar con las predicciones del modelo de Vazdekis et al. (2003). Comparación con modelos teóricos de síntesis de poblaciones estelares. Los modelos predicen que el índice del calcio aumenta con la metalicidad hasta que “satura”. Para alta metalicidad los índices de calcio dependen principalmente de la IMF. Se observa que nuestra secuencia de CGGs se comporta cualitativamente como las predicciones de los modelos. Para resolución espectral de 2.2 Å

Con la medida de los índices Comparación con modelos teóricos de síntesis de poblaciones estelares. Se observa que nuestra secuencia de CGGs se comporta cualitativamente como las predicciones de los modelos. Para resolución espectral de 2.2 Å Los modelos predicen que el índice del calcio aumenta con la metalicidad hasta que “satura”. Para alta metalicidad los índices de calcio dependen principalmente de la IMF. 1.- Comparar con las predicciones del modelo de Vazdekis et al. (2003).

Con la medida de los índices Comparación con modelos teóricos de síntesis de poblaciones estelares. Se observa que nuestra secuencia de CGGs se comporta cualitativamente como las predicciones de los modelos. Para resolución espectral de 2.2 Å Los modelos predicen que el índice del calcio aumenta con la metalicidad hasta que “satura”. Para alta metalicidad los índices de calcio dependen principalmente de la IMF. 1.- Comparar con las predicciones del modelo de Vazdekis et al. (2003).

Existe un Offset entre los datos y los modelos. Se observa 1.Incertidumbres en la sustracción del cielo 2.Falta de calibración de sistema espectrofotométrico Para calibrar el sistema espectrofotométrico de nuestra campaña, se observan estrellas en común con la librería de los modelos. Esta calibración no se ha llevado a cabo. 1.Puede ser que el cielo este subestimado. 2. Los datos y los modelos están en distintos sistemas espectrofotométricos. Es decir Es inevitable la existencia de efectos sistemáticos entre datos tomados en campañas de observación distintas, con telescopios, instrumentos y condiciones diferentes. Los residuos de cielo en los CGGs son generalmente positivos, afectando en ocasiones a las bandas centrales de los índices. Los índices para el HMR (mayor apertura) son menores.

Conclusiones !!!! Se redujo la campaña de observación de cúmulos globulares tomada en el INT en el Se trataron las imágenes con REDUCEME, trabajando en paralelo con imágenes de error e imágenes de ciencia. En la reducción se tuvo especial cuidado en la eliminación del patrón de fringing y de la sustracción de las líneas del cielo. Se midieron los índices de intensidad de líneas CaT, Ca2 y Ca3. Se puede deber a: 1. Subestimación de la señal del cielo. 2. Diferencias en los sistemas espectrofotométricos de los modelos y de los datos. Si bien los resultados obtenidos reafirman las predicciones del modelo Vazdekis 2003, Son resultados Preliminares y es necesario terminar de calibrar algunos aspectos de la reducción antes de usar las observaciones para calibrar los modelos. La relación índice/metalicidad está de acuerdo cualitativamente con las predicciones de los modelos. Pero existe una diferencia sistemática entre ambos. Este catálogo espectral servirá para calibrar modelos de síntesis de poblaciones estelares en el IR y son datos que se podrán publicar.

Eso es todo FIN!!!! Muchas Gracias!!!!