Espectroscopía estelar aplicada al estudio de la estructura, formación y evolución de la Vía Láctea Carlos Allende Prieto.

Presentación del tema: "Espectroscopía estelar aplicada al estudio de la estructura, formación y evolución de la Vía Láctea Carlos Allende Prieto."— Transcripción de la presentación:

1 Espectroscopía estelar aplicada al estudio de la estructura, formación y evolución de la Vía Láctea
Carlos Allende Prieto

2 NGC IR Spitzer Smith et al. (2004); imagen cortesía de NASA/JPL – Caltech/STScI

3 La Via Láctea, ¿una galaxia más?
Sí, pero la única en la que podemos hacer observaciones con mucha resolución y detalle azul: 12 m verde: 60 m rojo: 100 m IRAS – ipac/CalTech

4 Los estudios fotométricos permiten, ‘contando’ estrellas, analizar la estructura de la Galaxia

5 Con espectroscopía, se abren muchas posibilidades: cinemática, evolución química, cosmología de campo cercano

6 La Vía Láctea tiene que encajar en las teorías de formación y evolución de galaxias
La Galaxia es un sistema estelar vasto y complejo. Es necesario observar grandes muestras de estrellas para hacer progresos

7 Focos de atención Técnicas de análisis automatizado: algoritmos rápidos, capaces de extraer toda la información en los espectros Avances teóricos: NLTE y 3D Proyectos observacionales más prometedores: SEGUE, APOGEE y Gaia

8 1 Análisis automatizados
El volumen de datos lo requiere: SEGUE (106), APOGEE (105), RAVE (106), Gaia ( ) La determinación de parámetros/abundancias con métodos bien establecidos son tareas rutinarias. Nuestro tiempo (y el de nuestros estudiantes) está mejor invertido en mejorar la física de los modelos y la interpretación de los datos. El objetivo principal es extraer toda la información contenida en las observaciones. Los metodos automáticos pueden incorporar simulaciones para estimar las incertidumbres y garantizan un tratamiento objetivo y homogéneo.

9 Problemas con las Técnicas tradicionales
Comprimen la información de una manera que no es óptima: de flujos a anchuras equivalentes. Ésto no es necesario Buscán la solución parámetro a parámetro. Ésto no siempre funciona Toman atajos, usando calibraciones externas (por ejemplo, fotométricas). Que los datos son consistentes se asume, no se demuestra Confian en el buen juicio del investigador para tomar decisiones. Inevitablemente, los resultados son inhomogéneos de proyecto en proyecto Muchas de las técnicas convencionales de análisis espectroscópico no se pueden aplicar al caso de muy baja señal a ruido (Gaia RVS), o espectros con muy alta densidad de líneas (APOGEE/SDSS III)

10 De Proyecto a Proyecto Cada catálogo espectroscópico es único (resolución, cobertura espectral, señal/ruido,…) Pero todos tienen mucho en común: los espectros son vectores con información sobre un pequeño grupo de parámetros algoritmos/códigos generales

11 Abundancia de posibilidades
Métodos clásicos (gradiente): Newton, Nelder-Mead, Levenberg-Marquardt… Algoritmos genéticos, metrópolis Redes neuronales …….. ¿Cúal es el mejor? Muchos de estos ejemplos ya forman parte de los algoritmos integrados en SDSS/SEGUE

12 Plan Implementar diferentes algoritmos en un mismo código o un número pequeño de códigos, eliminando repeticiones Evitar las particularidades, concentrándose en las generalidades (por ejemplo, el número de dimensiones) Utilizar un esquema modular que permita cambiar la física sin necesidad de tocar el código de análisis (bases de datos ‘teóricas’)

13 2- Avances teóricos NLTE: modelos y códigos
Modelos de atmósfera hidrodinámicos

14 NLTE - modelos atómicos
Buena parte de los modelos atómicos ya están preparados, pero es todavía necesario validarlos con observaciones (variación centro-limbo en el Sol, equilibrio de ionización/excitación, cúmulos, sistemas binarios/múltiples) No es posible calcular correctamente solo uno de los siguientes elementos: flujos absolutos, poblaciones de los niveles Ritmos de colisión requieren estudios minuciosos de la literatura

15 NLTE - 1D Pendiente para estrellas de tipo tardío. Esperamos efectos modestos, pero importante en estudios de precisión NLTE-1D es un paso necesario hacia NLTE-3D (en muchos casos correcciones LTE-NLTE son similares en 1D y 3D) Mejoras en Tlusty: estrategia mixta bloque LTE + iones NLTE, convergencia en presencia de convección

16 Modelos hidrodinámicos
Secuencia lógica: el Sol (G2V), Proción (F5IV), HIP (K0V) Asplund, Trampedach, Collet, Ludwig están trabajando en mallas de modelos 3D Estas mallas no serán tan densas como las que ahora se utilizan en 1D. Son necesarias nuevas estrategias

17 Trampedach (2007)

18 Modelos hidrodinámicos
Tenemos el mejor código en el mercado para calcular el transporte radiativo 3D: el único capaz de trabajar con opacidades arbitrarias No es ciencia ficción, en un periodo de 5-10 años los análisis estándar de abundancias químicas estarán basados en modelos 3D

19 Asuntos Urgentes (en 3D)
B y Be en el Sol Isótopos de Ba en estrellas del halo Escala de temperatura en estrellas pobres en metales utilizando flujos UV

20 3- Proyectos Observacionales
SEGUE: el disco grueso y el halo APOGEE: el bulbo y el disco Gaia

21 SEGUE: Sloan Extension for Galaxy Understanding and Exploration
SEGUE I-II R=2000 cobertura espectral completa nm Fotometría ugriz para todos los objetos SDSS-I and II (SEGUE-I) ya han acumulado medio millón de espectros estelares. SEGUE-II doblará este número en los dos próximos años

22 SEGUE Búsqueda de estructuras en el espacio de fases
Distribuciones de metalicidad ¡Ya hay s! Rotación del halo, gradientes de velocidad en el disco grueso Confirmar (o no) la presencia de dos halos estelares en la Vía Láctea Es posible determinar otras abundancias a partir de estos espectros: Na, Mg, Ca, C, O

23 APOGEE: Apache Point Observatory Galactic Evolution Experiment
La extinción supone una barrera para los estudios ópticos de las partes centrales de la Galaxia y zonas alejadas del disco Av/AH > 5 (además de ventaja con la extinción atmosférica). Las gigantes rojas son muy brillantes en la banda H R=22500, cobertura espectral: buena parte de la banda H m Fotometría JHK (2MASS) para todos los objetos Parte de SDSS-II, estrellas en 3 años (tiempo brillante):

24 Allende Prieto et al. (2008)

25 APOGEE Cinemática: velocidades radiales  < 1 km/s (astrometría de Gaia poco después) Distribucion de abundancias químicas en 3D (C, N, O, Mg, Si, Ca, Ti, Fe …). Todas las componentes galácticas en una única escala Por primera vez, estudiar espectroscópicamente la barra, asi como los brazos espirales Curva de rotación usando estrellas Distribución 3D de polvo en la Vía Lactea halo su

26 Gaia Misión clave (cornerstone) de la Agencia Espacial Europea. El consorcio de análisis de datos de Gaia involucra varios cientos de astrónomos europeos Mismo principio que Hipparcos, pero a mayor escala Astrometría (109 estrellas, precisión típica ~ 10 as) Fotometría nm (109 estrellas, completo hasta V~20) Espectroscopía de alta resolución nm (108 estrellas, completo hasta V~17)

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28 Gaia Distancias con una precision < 1% para 10 millones de estrellas (hasta 2.5 kpc) Espacio de fases completo hasta V~17 (x,y,z,Vx,Vy,Vz) Enlace directo con otros indicadores de distancia (Cefeidas, RR Lyr) Función de luminosidad estelar (evolución, edades) 2x105 enanas blancas 104 exoplanetas asteroides

29 Espejos primarios de SiC 1.45  0.50 m2 at 106.5°
Eje de rotación (6 h) Sistema de control del ángulo básico Espejos primarios de SiC 1.45  0.50 m2 at 106.5° Toro de SiC (banco óptico) Plano focal combinado (CCDs) Superposición de los dos campos Figura cortesía de EADS-Astrium

30 CCDs del espectrógrafo
Plano focal Cortesía de Alex Short (ESA) 104.26cm Wave Front Sensor Fitómetro azul Foteometro rojo 42.35cm Wave Front Sensor CCDs del espectrógrafo (RVS) Basic Angle Monitor Basic Angle Monitor Movimiento de una estrella en 10 s Sky Mapper CCDs CCDs de astrometría Fotometría - espectrofotómetro - CCDs rojas (RP) y normales (BP) Espectroscopía: - R=11500 - CCDs ‘rojas’ Campo total - área activa: 0.75 grados2 - CCDs: x 1966 píxeles (TDI) - tamaño de pixel = 10 x 30µm = 59 mas x 177 mas Sky mapper - detección de fuentes puntuales hasta V~20 - identificación de cósmicos -discriminación del campo al que pertenece cada objeto

31 Gaia RVS RVS cubre 847-874 nm con R=11500
H, Ca, Ti, Fe… pero solo para las estrellas más brillantes (V<11) Velocidades rad. (V<17) Grvs S/R pixel Grvs S/R pixel

32 Gaia RVS RVS dará abundancias para unos pocos millones de estrellas en ~ 2017 Sufrira los efectos de la extinción a 0.7  Ahora bien serán las mismas estrellas para las que las paralajes y movimientos propios serán más precisas ((d)<1%) Gaia no sufrira efectos de selección (no hay catálogo de objetos antes de su lanzamiento)

33 Perspectivas SEGUE-II: mejora de los análisis espectrales (teoría) y las técnicas (extracción de abundancias de otros elementos además de Fe) APOGEE: participacion intensa desde diseño. Coordinacion del grupo de análisis espectral. GAIA: preparación para la explotación científica del catálogo final (2018) Además, excitantes horizontes para la espectroscopía de resolución muy alta: participación del IAC en HARPS/Norte (WHT, 2010), Expresso (VLT), y CODEX (ELT)

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