Cazando Estrellas Masivas alrededor de la Tarántula

Presentación del tema: "Cazando Estrellas Masivas alrededor de la Tarántula"— Transcripción de la presentación:

1 Cazando Estrellas Masivas alrededor de la Tarántula
Cecilia Fariña, Guillermo Bosch, Rodolfo Barbá, Nidia Morrell Beca Estímulo de la Asociación Argentina de Astronomía

2 La región de N159/N160 Complejo de formación estelar perteneciente a LMC. Ubicada a ~30' (~450 pc) al sur de 30 Dor. Asociados a esta región se observan GMCs, regiones HII (CHII, UCHII), masers y fuentes IR.

3 Algunos estudios previos
Existen estudios previos, basados en distintos tipos de observaciones, que incluyen al complejo N159/N160: Bandas U, B, V, R, I, H, H y [OIII] - Deharveng et al. (1992) Fotometría integrada de cúmulos estelares - Bica et al. (1996) IR cercano en las bandas J, H, K - Nakajima et al. (2005) IR lejano ( Spitzer)- Jones et al. (2005) CO ( Nanten) - Yamaguchi et al. (2001) Nuestro trabajo Comprende, principalmente, el análisis espectroscópico de un gran número de objetos pertenecientes a la región, al cual hemos agregado datos de fotometría en los filtros UVBRI. El objetivo final es generar un diagrama H-R preciso de la región (teniendo en cuenta la variación de enrojecimiento en el campo de N159/N160) para analizar la presencia de distintas generaciones estelares.

4 Las imágenes Imágenes de Espectroscopía Imágenes de Fotometría
Fueron obtenidas con el espectrógrafo multiobjeto adosado al telescopio de 2.5 m de LCO (Chile). Abarcan un campo de 25' de diámetro con una escala de 0.77''/pix. Se utilizaron 6 máscaras para espectroscopía multiobjeto y se tomaron 2 y 3 imágenes de cada una. De cada máscara se obtienen, en promedio, 35 espectros con una resolución de ~2 Å/pix. Imágenes de Fotometría Fotometría de abertura. Imágenes tomadas con el telescopio de 1.3 m de LCO, en las bandas UBVRI. La escala es de 0.4''/pix. Se tomaron 2 campos adyacentes con estrellas en total.

5 Espectroscopía El procesamiento y reducción de datos se realizó con IRAF. En estas imágenes es fundamental (y nada trivial) la buena elección de las muestras de emisión nebular en el momento de definir las aberturas: i) La nebulosa presenta emisión intensa y muy variable en pequeñas escalas espaciales. ii) Los espectros de ranuras adyacentes que se superponen pertenecen a distintas regiones del espacio (la solución de longitud de onda varia con la posición de la ranura). iii) Las estrellas no están siempre ubicadas en el centro de las ranuras y es común encontrar más de una estrella por ranura.

6 Los espectros extraídos

7 Fotometría . Información combinada con 2mass (IR cercano)

8 Algunos resultados y conclusiones
Los espectros extraídos fueron 183: 27 corresponden las estrellas utilizadas para el guiado del telescopio, la mayoría tardías y de campo (no entran en el programa). Algunos espectros tenían baja S/N o reducido rango espectral que permitieran clasificarlos 10 espectros de estrellas de la región se repetían en distintas máscaras. Pudimos clasificar 128 estrellas del complejo N159/N160 a partir de análisis espectrales (los tipos espectrales que encontramos en la literatura eran inferidos de la fotometría). Encontramos: ~37.5% estrellas O ~45.5% estrellas B ~17.% estrellas A-K (I-III)

9 Tipo Espectral O: (48) O1-7 V -------- 15 O8-9.7 V -------- 15
x O1-9 I-IV Tipo Espectral B: (58) B1-9 V x B1-9 I-IV Tipo Espectral A-K: (49) V I-IV Observamos que se notan dos subregiones con distinta distribución de estrellas según las masas : hacia el norte (N160) encontramos estrellas O y B, mientras que hacia el sur (N159) practicamente no se observan estrellas B.

10 Nos queda por hacer Reducir otra noche de observaciones de espectroscopía para duplicar el número de estrellas con tipos espectrales. Combinar con los datos fotométricos para analizar la cantidad y calidad de extinción del complejo. Generar el diagrama H-R de la región y ajustar isocronas para conocer con más precisión la evolución de las distintas agrupaciones estelares del complejo.

11 Un paralelismo sugerente
M101 pertenece a NGC5461 (en Brγ, 2.2m) a 7.4 Mpc y 30 Dor perteneciente a LMC (en Hα). a 50 Kpc. Las imágenes están en escala, los dos semiejes mayores de las elipses tienen ~500 pc.