Poblaci´on de C´umulos Estelares en las Galaxias NGC 3077 y

Transcripción

Población de Cúmulos Estelares en las
Galaxias NGC 3077 y NGC 5253
por
Lic. Pedro Antonio Ovando Ramı́rez
Tesis sometida como requisito parcial para
obtener el grado de
MAESTRO EN CIENCIAS EN LA
ESPECIALIDAD DE ASTROFÍSICA
en el
Instituto Nacional de Astrofı́sica, Óptica y
Electrónica
Julio 2015
Tonantzintla, Puebla
Supervisada por:
Dr. Lino H. Rodrı́guez Merino
INAOE
Dr. Y. Divakara Mayya
INAOE
c
INAOE
2015
El autor otorga al INAOE el permiso de
reproducir y distribuir copias en su totalidad o en
partes de esta tesis
Dedicada a
mi madre
iii
Agradecimientos
Quiero agradecer al INAOE y a la coordinación de Astrofı́sica por el apoyo brindado en mi estancia como estudiante. Agradezco también al CONACYT por la beca
otorgada para estudiar mi maestrı́a.
A mis asesores, los Doctores Lino Héctor Rodrı́guez Merino y Divakara Mayya
Yalia por su apoyo y recomendaciones a lo largo de la realización de esta tesis.
Agradezco sobre todo su paciencia.
A los Doctores Emanuele Bertone, Luis Carrasco y Daniel Rosa, por la revisión de esta tesis y sus consejos para mejorarla les estoy profundamente agradecido.
Ası́ como también a todos los investigadores del instituto que me impartieron clase
les estoy agradecido por haber contribuido en mi formación profesional.
A mis compañeros y amigos, que he hecho en el transcurso de mi estancia en el
INAOE, agradezco su amistad, su apoyo. Especialmente quiero agradecer a Mayra
quien me ayudó en inumerables ocaciones, a Gerardo con que siempre podı́a contar,
a Ana, mi novia, por toda su compresión y cariño, a Juan ((pinto)) por todo lo que
hemos convivido, a Omar quien conocı́a de tiempo atrás. A mis demás compañeros
y amigos por haberlos conocido.
También quiero agradecer a mi familia sobre todo a mi madre quien ha sido mi
principal apoyo a lo largo de toda mi vida. A mi hermana, a mis sobrinas, tios y
primos quienes siempre mostraron interés en la culminación de mi maestrı́a.
v
Resumen
Las galaxias cercanas NGC 3077 y NGC 5253 están clasificadas como Irregulares II
(Irr II) o ((Amorfas)). Esta clase de galaxias presentan propiedades espectro-fotométricas anómalas.Una razón de tal anomalı́a es que estas galaxias tienen regiones con alta
formación estelar, ası́ como regiones sin brotes de formación estelar reciente, es decir,
han tenido una formación estelar no continua y por lo tanto existen diferentes poblaciones estelares. A partir del estudio de estas poblaciones estelares se espera conocer
más sobre la causa o el mecanismo que ha disparado la formación estelar en galaxias
Irr II. Algunos autores sugieren que el brote de formación estelar es disparado por
la interacción de estas galaxias con su vecina próxima, generalmente anfitriona. Sin
embargo, otros autores señalan que para muchas de estas galaxias es poco probable
que el brote de formación estelar se deba a la interacción gravitacional con cualquier
otra galaxia y lo que podrı́a haber provocado los brotes de formación estelar son
inestabilidades internas de las propias galaxias. Por lo que aún sigue siendo un tema
abierto la causa de los brotes de formación estelar en galaxias Irr II.
En esta tesis se presentan los resultados de la búsqueda de cúmulos estelares
compactos en NGC 3077 y NGC 5253, ası́ como la caracterización de los cúmulos
más brillantes en ambas galaxias. Estos resultados serán de utilidad para conocer
la historia de formación estelar de estas galaxias ya que como los cúmulos estelares
compactos se encuentran fuertemente ligados gravitacionalmente pueden vivir por
mucho tiempo y de esta forma son evidencias de brotes estelares. Para realizar este
estudio se analizaron imágenes obtenidas con el instrumento ACS del Telescopio Espacial Hubble. Para la detección de los objetos se utilizó el código SExtractor (Bertin
& Arnouts, 1996). Se detectaron un total de 500 objetos más brillantes que I = 22
mag en NGC 3077 y 459 candidatos más brillantes que I = 21.5 mag en NGC 5253.
En ambas galaxias existen dos poblaciones de cúmulos estelares compactos, una población de cúmulos estelares azul (B − I < 1.5 mag) y otra población de cúmulos
estelares roja (B − I > 1.5 mag).
Debido a las propiedades fı́sicas en este tipo de galaxias se realizó un análisis
detallado para cada uno de los cúmulos estelares más brillantes en las dos galaxias.
Se calcularon los mapas de emisión de Hα y Hβ para hacer la correción de extinción
de cada uno de los cúmulos estelares, con esto fue posible romper la degeneración
edad-extinción. Se obtuvieron las edades y masas utilizando diagramas color-color y
vii
viii
RESUMEN
color-magnitud respectivamente.
En la galaxia NGC 3077 las masas de los cúmulos jóvenes se encuentran en el
intervalo de 104 M − 7 × 104 M con edades de 5 × 106 a 108 años y los cúmulos
globulares tienen masas que se encuentran en el intervalo de 106 M − 7 × 106 M
con edad de 1010 años. En la galaxia NGC 5253 las masas para los cúmulos jóvenes
se encuentran en el intervalo de 104 M − 2 × 105 M con edades de 6 × 106 a 3 × 108
años y los cúmulos globulares tienen masas en el intervalo de 6 × 105 M − 2 × 106 M
con edades de 2 × 109 a 5 × 109 años.
((Oı́mos la galaxia explotar
y cabalgamos otros planetas,
dormimos en nubes de gas
y en playas de relojes de arena... ))
G.C.
ix
Índice general
1. Introducción
1.1. Clasificación morfológica de galaxias . . .
1.1.1. Secuencia de Hubble . . . . . . . .
1.1.2. Esquema de Yerkes . . . . . . . . .
1.1.3. Galaxias Irr . . . . . . . . . . . . .
1.1.4. Galaxias Irr II . . . . . . . . . . . .
1.2. Cúmulos estelares . . . . . . . . . . . . . .
1.3. NGC 3077 . . . . . . . . . . . . . . . . . .
1.3.1. Cúmulos estelares en NGC 3077 . .
1.3.2. Interacción entre NGC 3077, M82 y
1.4. NGC 5253 . . . . . . . . . . . . . . . . . .
1.4.1. Cúmulos estelares en NGC 5253 . .
1.4.2. Interacción entre NGC 5253 y M83
1.5. Motivación y objetivos de esta tesis . . . .
2. Datos observacionales
2.1. Caracterı́sticas y observaciones de
2.1.1. Imágenes de NGC 3077 . .
2.2. Caracterı́sticas y observaciones de
2.3. Correcciones astrométricas . . . .
2.3.1. Correción para NGC 3077
2.3.2. Correción para NGC 5253
2.4. Suma de imágenes . . . . . . . .
. . .
. . .
. . .
. . .
. . .
. . .
. . .
. . .
M81
. . .
. . .
. . .
. . .
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
1
1
1
2
3
4
5
6
7
9
10
11
13
13
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
15
15
15
16
16
16
17
17
18
20
21
3. Identificación y Selección de Cúmulos Estelares
3.1. Identificación de fuentes brillantes . . . . . . . . . . . . . .
3.1.1. Identificación de fuentes en imágenes de NGC 3077
3.1.2. Identificación de fuentes en imágenes de NGC 5253
3.2. Correción por apertura . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
25
25
26
28
30
xi
la ACS . .
. . . . . . .
. . . . . . .
la WFPC2
. . . . . . .
. . . . . . .
. . . . . . .
. . . . . . .
. . . . . . .
. . . . . . .
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
ÍNDICE GENERAL
xii
3.2.1. Correción por apertura para NGC 3077 .
3.2.2. Corrección por apertura para NGC 5253
3.3. Selección de candidatos a cúmulos estelares . . .
3.3.1. Selección para NGC 3077 . . . . . . . .
3.3.2. Selección para NGC 5253 . . . . . . . .
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
4. Análisis de las Poblaciones de Cúmulos Estelares
4.1. Parámetros fı́sicos de los cúmulos estelares . . . . . .
4.2. Estimación de las Edades y Masas para los Cúmulos
Brillantes de NGC 3077 . . . . . . . . . . . . . . . .
4.2.1. Corrección por Extinción . . . . . . . . . . . .
4.2.2. Estimación de la Edad . . . . . . . . . . . . .
4.2.3. Estimación de la Masa . . . . . . . . . . . . .
4.3. Resultados . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.4. Análisis de colores en NGC 5253 . . . . . . . . . . . .
4.5. Estimación de Edades y Masas en NGC 5253 . . . . .
4.6. Estimación de las Edades y Masas para los Cúmulos
Brillantes de NGC 5253 . . . . . . . . . . . . . . . .
4.6.1. Estimación de la Edad . . . . . . . . . . . . .
4.6.2. Estimación de la Masa . . . . . . . . . . . . .
4.7. Resultados . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
30
31
31
31
35
39
. . . . . . . . . 39
Estelares más
. . . . . . . . . 44
. . . . . . . . . 45
. . . . . . . . . 52
. . . . . . . . . 54
. . . . . . . . . 57
. . . . . . . . . 59
. . . . . . . . . 60
Estelares más
. . . . . . . . . 64
. . . . . . . . . 71
. . . . . . . . . 74
. . . . . . . . . 78
5. Conclusiones y trabajo a futuro
81
5.1. Conclusiones . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 81
5.2. Trabajo a futuro . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 82
A. configuration file.sex
85
B. Catálogos de los Cúmulos Estelares más brillantes de NGC 3077 y
NGC 5253
87
Lista de figuras
91
Lista de tablas
97
Bibliografı́a
99
Capı́tulo 1
Introducción
Las galaxias clasificadas como irregulares del tipo II (Irr II) presentan una anomalı́a, tienen colores integrados tan rojos como galaxias tipo temprano pero poseen
caracterı́sticas espectrales tı́picas de galaxias tardı́as. Una razón de tal anomalı́a es
que tienen regiones con alta formación estelar, ası́ como regiones sin brote estelar
reciente, por lo que existirán diferentes poblaciones estelares. A partir del estudio de
estas poblaciones se puede conocer más sobre la causa del brote de formación estelar.
En la siguiente sección se realiza una revisión de las caracterı́sticas generales de las
galaxias Irr II y posteriormente se señala la importancia del estudio de cúmulos
estelares como trazadores de historia de formación estelar.
1.1.
Clasificación morfológica de galaxias
La clasificación morfológica de galaxias es usada para dividir galaxias en grupos
basados en su apariencia visual. Existen varios esquemas para clasificar a las galaxias
de acuerdo a sus morfologı́as, el más famoso es el de Hubble, y también existe el
esquema de Yerkes, ambos se describen a continuación.
1.1.1.
Secuencia de Hubble
El esquema de clasificación más ampliamente usado es el de Hubble (basado en
la apariencia de las galaxias en banda óptica), conocido como la secuencia de Hubble
(Hubble, 1926). Este esquema divide a las galaxias en elı́pticas (E), galaxias espirales
y galaxias irregulares (Irr). Las galaxias espirales son posteriormente subdivididas
en dos secuencias paralelas, galaxias espirales normales (S o alternativamente SA),
y galaxias espirales barradas (SB), los tipos intermedios son etiquetados como SAB.
Existe una clase transicional de galaxias entre elı́pticas y espirales, conocidas como
lenticulares ya sean normales (S0) o con barra (SB0).
La secuencia morfológica de Hubble tiene forma de diapasón, como se muestra en la
Figura 1.1, en la cual se observa explı́citamente los dos tipos de galaxias espirales,
1
2
CAPÍTULO 1. INTRODUCCIÓN
Figura 1.1: Diagrama de diapasón de Hubble, el cual muestra los tipos morfológicos
de galaxias. Las galaxias tempranas se encuentran del lado izquierdo de la imagen
(Elı́pticas y Lenticulares), las galaxias tardı́as se encuentran del lado derecho (Espirales e Irregulares) (imagen tomada de Galaxy Zoo).
las elı́pticas y las irregulares. Una galaxia de tipo Hubble se encuentra a lo largo de
la secuencia de Hubble.
Dentro de la categorı́a de las galaxias elı́pticas, existen varios tipos, desde redondas hasta bastante elongadas. Una galaxia elı́ptica está designada como En, donde
el número n está relacionado con la elipticidad observada de la galaxia, n = 10 y
≡ 1 − b/a, a y b son los ejes aparentes mayor y menor de la elipse, respectivamente,
proyectados en el plano del cielo. Ası́, una galaxia que parece redonda en el cielo es
designada como E0 y una galaxia cuyo eje mayor sea el doble que el eje menor es
una galaxia elı́ptica E5.
En la secuencia de Hubble las galaxias espirales se subdividen en Sa, Sab, Sb,
Sbc, Sc y SBa, SBab, SBb, SBbc, SBc. Las galaxias espirales con los bulbos más
prominentes, los brazos espirales más apretados y la distribución de estrellas más
suave o continua en los brazos son clasificadas como Sa (o SBA), mientras que las
galaxias Sc (o SBc) tienen los bulbos más pequeños, los brazos espirales más abiertos
y se distinguen grupos de estrellas y regiones HII en los brazos espirales.
1.1.2.
Esquema de Yerkes
El esquema de Yerkes (o esquema de Morgan) fue desarrollado por Wilson W.
Morgan (1958) en el Observatorio de Yerkes, es un esquema de una dimensión basado
en la concentración central de la luz. Morgan organizó a las galaxias en una secuencia
a–f –g–k, donde los objetos de tipo a tienen la más débil concentración de la luz y
aquellos de tipo k tienen la más fuerte concentración central de luz. El esquema de
Yerkes también reconoce los tipos intermedios af , f g y gk.
Las galaxias con esquema de Yerkes tipo a tienden a tener espectro de tipo
3
1.1. CLASIFICACIÓN MORFOLÓGICA DE GALAXIAS
(a) LMC
(b) SMC
(c) M82
Figura 1.2: Prototipos de galaxias irregulares. a) Gran Nube de Magallanes (Irr I),
b) Pequeña Nube de Magallanes (Irr I), c) M82 (Irr II) (Tomadas de Sandage &
Bedke 1994 y Arp 1966).
temprano (A), mientras que las galaxias de tipo k en su mayorı́a exhiben un espectro
integrado de tipo tardı́o (K), donde nos referimos a los espectros A y K como si se
trataran de espectros estelares. Este vı́nculo entre morfologı́a y tipo espectral muestra
que la población estelar dominante en galaxias centralmente concentradas es vieja,
mientras que galaxias con una baja concentración central de luz tienden a tener una
fuerte componente de población jóven.
Además del parámetro primario de concentración central, el esquema de clasificación de Morgan también reconoce las siguientes ((formas de familia)): E (elı́ptica),
S (espiral), B (espiral barrada), I (irregular), L (bajo brillo superficial) y N (objetos
con núcleos brillantes superpuestos en un fondo considerablemente tenue).
El esquema de Yerkes agrega un ı́ndice numérico, similar al que Hubble usó para describir el aplanamiento de las galaxias E. Desde 1, donde la galaxia está ((de
frente)) hasta 7, donde la galaxia está ((de canto)). Una clasificación completa de
Morgan podrı́a ser, por ejemplo, kE6 para una galaxia elı́ptica de luz concentrada
centralmente y altamente aplanada o af S2 para una galaxia espiral practicamente
((de frente)) con una baja concentración central de la luz.
El esquema de Yerkes, en general, correlaciona el tipo de población de una galaxia
con su tipo de Hubble mediante el uso de la concentración central de la luz como un
parámetro de clasificación y ası́, tiene la ventaja de que la principal caracterı́stica de
la galaxia puede ser expresada usando un solo parámetro.
1.1.3.
Galaxias Irr
La secuencia de Hubble divide a las galaxias irregulares en dos clases: Irr I e
Irr II. Las galaxias Irr I son objetos que carecen de simetrı́a o de brazos espirales
bien definidos y muestran nodos brillantes que contienen estrellas O y B. Las galaxias Irr II son objetos asimétricos que tienen más bien imágenes de texturas suaves.
4
(a)
(b)
Figura 1.3: a)Forma de Yerkes versus tipo de Hubble para 390 galaxias. b)Colores
B − V versus clase espectral (Tomadas de Krienke & Hodge 1974).
Ambas clases frecuentemente muestran regiones de polvo.
Tanto la Gran Nube de Magallanes (LMC) como la Pequeña Nube de Magallanes
(SMC) son prototipos de galaxias Irr I, mientras que la galaxia M82 (NGC 3034)
es el prototipo de una Irr II. La Figura 1.2 muestra imágenes de las galaxias Irr
prototipo, en las imágenes de SMC y LMC se puede notar puntos brillantes y la
ausencia de simetrı́a. En cambio, en la imagen de M82 se nota que tiene una textura
suave o continua (sin grumos). Recuérdese que son imágenes fotográficas, con otros
instrumentos y en otras bandas, éstas galaxias pueden verse muy diferentes e incluso
notar estructura.
1.1.4.
Galaxias Irr II
La clasificación de galaxias Irr II fue introducida por Holmberg (1950), él consideró a las poblaciones estelares predominantes para clasificar a las galaxias Irr, las
Irr I dominadas por población estelar I y las Irr II dominadas por población estelar II. Las galaxias Irr II son denotadas como I0 por de Vaucouleurs (1959) y son
llamadas ((amorfas)) por Sandage & Brucato (1979).
El criterio para colocar una galaxia en la clasificación de Irr II ha sido principalmente morfológico (en base a imágenes en banda óptica, Krienke & Hodge 1974): una
ausencia de simetrı́a, una textura suave, una ausencia de resolución, y la presencia
de regiones irregulares de polvo. La abundancia de las galaxias Irr II es de ∼ 1 %,
generalmente se encuentran en grupos pequeños de galaxias y hay evidencia de que
estas galaxias frecuentemente están interactuando gravitacionalmente (interacciones
1.2. CÚMULOS ESTELARES
5
de marea) (Cottrell, 1978).
En la mayorı́a de galaxias Irr II existe una anomalı́a, tienen colores integrados
tan rojos como galaxias tipo temprano pero poseen caracterı́sticas espectrales tı́picas
de galaxias tardı́as (de Vaucouleurs, 1959), como se muestra en la Figura 1.3. Hay
que notar que esta anomalı́a también se puede expresar de la siguiente forma: las
galaxias Irr II tienen un tipo espectral jóven y un color tardı́o, éstos en términos estelares (Figura 1.3(b)). Las correlaciones que existen entre color, espectro, esquema
de Yerkes y tipo de Hubble para las galaxias normales, no se mantienen para la clase
Irr II. Una razón de tal anomalı́a es que tienen regiones con alta formación estelar,
ası́ como regiones sin brotes de formación estelar reciente, es decir, han tenido una
formación estelar no continua y por lo tanto existirán diferentes poblaciones estelares.
En el caso de la galaxia M82, se han encontrado regiones de formación estelar reciente en su núcleo y a lo largo de su disco hay restos de formación estelar de una
época pasada, estos brotes se deben a la interacción gravitacional con la galaxia M81
(Mayya & Carrasco, 2009).
Gallagher & Hunter (1987) señalan que para muchas galaxias Irr II es poco probable
que el brote de formación estelar se deba a la interacción con cualquier otra galaxia
y lo que podrı́a haber provocado los brotes de formación estelar son inestabilidades
internas de las propias galaxias. Ası́ que aún sigue siendo un tema abierto lo que
causa los brotes de formación estelar en galaxias Irr II.
1.2.
Cúmulos estelares
El estudio de los cúmulos estelares ha jugado un papel clave para nuestro entendimiento del Universo. Los cúmulos de la Vı́a Láctea tradicionalmente han sido
clasificados como cúmulos globulares o cúmulos abiertos.
Los cúmulos globulares son aglomeraciones de algunas decenas de miles a centenas
de miles de estrellas ligadas gravitacionalmente, son estrellas viejas (∼ 1010 años),
son cúmulos masivos (3 × 104 − 3 × 106 M ), pobres en metales, con radios que van
de 0.5 − 20 pc (Harris, 1996) y son simétricamente esféricos en la población del halo
de la Vı́a Láctea.
Mientras que, los cúmulos abiertos son grupos de algunas docenas o cientos de
estrellas jóvenes (. 109 años). Estos agregados de estrellas son de baja masa (<
5 × 103 M ), son ricos en metales y asimétricos en el disco de la Vı́a Láctea (Maı́zApellániz, 2001). En la Vı́a Látea existen al menos 160 cúmulos globulares y se
conocen más de 1200 cúmulos abiertos.
Lo anterior no se cumple totalmente para otras galaxias. En la Gran Nube de
Magallanes existen de 13 a 15 cúmulos globulares clásicos (edad ∼ 13 × 109 años)
pero también hay varios cúmulos de edad intermedia (1 − 3 × 109 años) y muchos
cúmulos jóvenes (< 1 × 109 años). Algunos cúmulos jóvenes y de edad intermedia
6
tienen masa de 104 − 105 M (da Costa, 2002), es decir, en esta galaxia no solo hay
cúmulos jóvenes y viejos y además sus cúmulos jóvenes son más masivos que los de
la Vı́a Láctea.
Con el uso del Telescopio Espacial Hubble (HST) una nueva clase de cúmulos
estelares ha sido identificada: los cúmulos estelares compactos. Los cúmulos estelares
compactos han sido encontrados en varios tipos de galaxias y entornos, se han encontrado en la galaxia elı́ptica gigante NGC 1275 (Holtzman et al., 1992), en las galaxias
que se fusionan NGC 4038/4039 (The Antennae) (Whitmore et al., 1999), en M82
(Mayya et al., 2008) galaxia Irr II, en M81 (Santiago-Cortés et al., 2010) galaxia
espiral. Los cúmulos estelares compactos tienen una masa tı́pica de ∼ 104 − 106 M y
tamaños de 1-6 pc (Meurer, 1995). La similitud entre la compactibilidad y la masa de
los cúmulos estelares compactos con los cúmulos globulares hace pensar una relación
evolutiva entre ellos. Los cúmulos estelares compactos más masivos son frecuentemente llamados super cúmulos estelares.
Los estudios de cúmulos globulares han revelado la historia de formación estelar temprana en sus galaxias huéspedes, mediante la idea de que estos sistemas pueden ser
usados como registros fósiles (Harris & Racine 1979; Harris 1991). Mientras que el
estudio de cúmulos estelares compactos más jóvenes (< 109 años) traza la reciente
historia de formación estelar, que en algunos casos está relacionada a interacciones
con galaxias vecinas (Whitmore et al. 1999; Mayya et al. 2008).
Todo lo anterior nos muestra que el estudio de los cúmulos estelares nos puede
ayudar a entender la causa del brote de formación estelar en galaxias Irr II a partir
del estudio de la población de cúmulos estelares.
El trabajo de esta tesis se basa en el análisis de las imágenes de dos galaxias
Irr II cercanas a la Vı́a Láctea: NGC 3077 y NGC 5253, con el objeto de estudiar
sus poblaciones de cúmulos estelares.
1.3.
NGC 3077
La galaxia Irr II NGC 3077 (AR=10h 03m 19.1s, DEC=+68d 44m 02s) forma
parte del grupo de M81 (NGC 3031), el grupo está compuesto de aproximadamente
25 galaxias, entre ellas la galaxia Irr II M82. NGC 3077 se encuentra a 3.63 Mpc
de la Vı́a Láctea (Freedman et al., 1994), tiene un tamaño angular de 5.40 × 4.50 ,
una masa de ∼ 109 M , ası́ como un tipo espectral integrado A y un color integrado
B − V = 0.76. La Figura 1.4 muestra a la galaxia NGC 3077 en el filtro F814W
obtenida por el HST. NGC 3077 no ha sido tan analizada como su compañera M82,
aún ası́, ha sido analizada en longitudes de onda del radio para analizar la estructura
de regiones con Hidrógeno neutro (HI) que se encuentran en la región entre NGC 3077
y M81 y M82 (van der Hulst 1979, Yun et al. 1994), en infrarrojo y óptico para
determinar la masa y densidad de la región central de NGC 3077 (Price & Gullixson,
1989), en rayos-x para estudiar una emisión extendida en la región nuclear (Bi et al.,
1.3. NGC 3077
7
Figura 1.4: Imagen de la galaxia NGC 3077 obtenida con el filtro F814W de la
Advanced Camera for Surveys del HST.
1994).
NGC 3077 tiene una tasa de formación estelar (SFR) máxima de 0.28M año−1
(Rosa-González, 2005). Por la gran cantidad de polvo que hay en la galaxia, su
extinción varı́a principalmente de AV = 0.2 a 1.5 mag (Harris et al., 2004). Su núcleo
brillante muestra a su alrededor torbellinos y super cascarones de gas ionizado con
emisión de Hα. El núcleo también tiene asociado una emisión suave de rayos-x, lo
cual es consistente con una formación estelar intensa (Bi et al., 1994).
1.3.1.
Cúmulos estelares en NGC 3077
Parte de la población de cúmulos estelares en NGC 3077 ha sido estudiada previamente. Notni et al. (2004) utilizaron imágenes obtenidas con el telescopio de 6 m
de la Special Astrophysical Observatory de la Academia Rusa de Ciencias y con el telescopio de 1.23 m del Observatorio de Calar Alto, en los filtros U BV Ic . Identificaron
124 objetos que tienen una magnitud en el intervalo de 16.05 < V < 22.46 mag. Estos autores sugieren que los objetos más brillantes (V < 19 mag) son probables super
cúmulos estelares. Comparando la fotometrı́a de los candidatos a cúmulos estelares
con la fotometrı́a obtenida a partir de modelos de sı́ntesis de población estimaron la
edad de estos objetos, la cual está comprendida en el intervalo de 4 − 150 × 106 años.
El cúmulo estelar etiquetado como ID=65/66 es de los objetos más brillantes con
MV ∼ −11 mag y con una edad ∼ 107 años, este cúmulo está ubicado en la región
8
Figura 1.5: Posiciones de cúmulos estelares confirmados por Harris et al. 2004 (Figura
7 de esta referencia) superpuestos en la imagen de la galaxia tomada con el filtro de
F547M. Los colores indican la edad del cúmulo: 1 − 5 ×106 años (violeta), 6 − 10
×106 años (azul), 10 − 20 ×106 años (verde), 20 − 40 ×106 años (amarillo), 40 − 1000
×106 años (rojo).
central de alta formación estelar.
Harris et al. (2004) utilizaron imágenes obtenidas de esta galaxia con la Wide
Field Planetary Camera 2 (WFPC2) del HST usando los filtros F300W, F487N,
F547M, F656N y F814W para detectar cúmulos estelares. Basaron la selección de
candidato a cúmulo en una magnitud mı́nima (MV = −9 mag), ası́ como de un
ancho a altura media de FWHM & 0.1300 . La selección de FWHM fue debido a la alta
resolución angular de la WFPC2, su Point Spread Function (PSF) tiene un FWHM
de ∼ 0.1300 , que corresponde a ∼ 2 pc a la distancia que se encuentra NGC 3077.
Ası́ que el FWHM es aproximadamente el radio de los cúmulos estelares compactos.
Estos autores detectaron 55 cúmulos estelares, los cuales tienen magnitudes en el
intervalo de 16.3 < V < 20.98 mag. Comparando la fotometrı́a de los cúmulos con la
fotometrı́a obtenida a partir de modelos de sı́ntesis de población estimaron edades de
106 − 109 años y masas de (1 − 219) × 103 M . La Figura 1.5 muestra la ubicación de
los cúmulos y el color de los números corresponde a las edades estimadas: 1 − 5 ×106
1.3. NGC 3077
9
Figura 1.6: Algunos cúmulos estelares identificados en M82 por Mayya et al. 2008,
cuyas edades podrı́an corresponden a la época de la interacción de M82 con M81
(Figura 1 de Mayya et al. 2008).
años (violeta), 6 − 10 ×106 años (azul), 10 − 20 ×106 años (verde), 20 − 40 ×106 años
(amarillo), 40 − 1000 ×106 años (rojo). Destaca el cúmulo estelar etiquetado como
ID = 1, ya que es el más masivo con una masa en el intervalo de (59 − 219) × 103 M
y una edad de (8 − 14) × 106 años; es el mismo cúmulo que Notni et al. (2004)
etiquetaron como ID = 65/66, al cual estos autores estimaron su edad en ∼ 107
años.
1.3.2.
Interacción entre NGC 3077, M82 y M81
M81 es una galaxia espiral de tipo SA(s)ab, es una de las galaxias más grandes
en el cielo (270 × 140 ) y masa de ∼ 1012 M . Estudios en radio muestran un puente de
Hidrógeno neutro (HI) que conecta a M81 con NGC 3077. Las interacciones gravitacionales (de marea) entre M81, M82 y NGC 3077 son las responsables de la formación
del puente de HI (van der Hulst 1979; Yun et al. 1994). Estas interacciones de marea
fueron numéricamente simuladas por Yun (1999), derivando de esta simulación las
escalas de tiempo de las interacciones, resultando la más cercana aproximación de
NGC 3077 con M81 hace ∼ 2.8 × 108 años y para M82 en ∼ 2.2 × 108 años.
Mayya et al. (2008) detectaron 653 cúmulos estelares usando imágenes de M82
obtenidas con la Advanced Camera for Surveys (ACS) del HST, la Figura 1.6 muestra
algunos de ellos. Los cúmulos estelares más jóvenes (∼ 106 años) están concentrados
en el centro de M82, mientras que los cúmulos estelares más viejos (∼ 108 años) se
encuentran distribuidos a lo largo del disco de la galaxia lo cual concuerda con los
10
Figura 1.7: Imagen de la galaxia NGC 5253 obtenida con el filtro F814W de la
Advanced Camera for Surveys del HST.
resultados de la simulación de Yun (1999).
De la misma forma, autores sugieren que la interacción gravitacional entre NGC 3077
y M81 ha disparado el brote actual de formación estelar (Cottrell 1978; van der Hulst
1979; Harris et al. 2004) por lo que se espera que existan cúmulos estelares con edades
que corresponden con la época de esta interacción.
1.4.
NGC 5253
La galaxia Irr II NGC 5253 (AR=13h 39m 55.9s, DEC=-31d 38m 24s) forma
parte del subgrupo de M83 (NGC 5236) del grupo Centauro A/M83. Esta galaxia se
encuentra a 3.72 Mpc de la Vı́a Láctea (Kanbur et al., 2003), tiene un tamaño angular
de 5.00 × 1.90 , una masa de ∼ 109 M , ası́ como una clasificación en el esquema de
Yerkes tipo f g y un color integrado B − V = 0.44. La Figura 1.7 muestra a la galaxia
NGC 5253 en el filtro F814W obtenida por el HST. NGC 5253 ha sido estudiada en
longitudes de onda del radio para determinar los diámetros de regiones de emisión
libre-libre (Turner et al., 1998), en óptico para determinar la presencia de estrellas
Wolf-Rayet en el núcleo de la galaxia (Walsh & Roy, 1989), en rayos-x para estudiar
una fuente tenue ubicada cerca al centro de NGC 5253 (Martin & Kennicutt, 1995).
NGC 5253 tiene una tasa de formación estelar de SFR = 0.27 M año−1 (Calzetti
et al., 2004) y por la gran cantidad de polvo que hay en la galaxia, su extinción varı́a
1.4. NGC 5253
11
Figura 1.8: Posiciones de cúmulos estelares confirmados por Harris et al. 2004 (Figura
8 de esta referencia) superpuestos en la imagen de la galaxia tomada con el filtro de
F547M. Los colores indican su edad: 1 − 5 ×106 años (violeta), 6 − 10 ×106 años
(azul), 10 − 20 ×106 años (verde), 20 − 40 ×106 años (amarillo).
principalmente de AV = 0.2 a 1.15 mag (Harris et al., 2004). Estudios en el óptico
han revelado gas ionizado con extensa estructura filamentaria en gran parte de esta
galaxia (Graham, 1981) y con fuerte concentración en su centro (Calzetti et al., 1997),
lo cual es consistente con una formación estelar activa. NGC 5253 muestra también
una suave emisión de rayos-x causada por el calentamiento del gas, probablemente
debido al más reciente episodio de formación estelar (Martin & Kennicutt, 1995).
1.4.1.
Cúmulos estelares en NGC 5253
Parte de la población de cúmulos estelares en NGC 5253 ha sido estudiada previamente. De igual forma que en NGC 3077, Harris et al. (2004) utilizaron imágenes
obtenidas con la WFPC2 del HST usando los filtros F300W, F487N, F547M, F656N y
F814W para detectar cúmulos estelares. Basaron la selección de candidato a cúmulo
estelar en una magnitud mı́nima (MV = −9 mag), ası́ como de un FWHM & 0.1300 .
Estos autores detectaron 33 cúmulos estelares, los cuales tienen magnitudes en el
12
Figura 1.9: Distribución espacial de los cúmulos viejos con edad mayor a 20 ×106
años (cı́rculos grises) y de cúmulos jóvenes con edad menor a 20 ×106 años (cuadros
blancos). La imagen de la galaxia fue tomada en la banda Ks del VLT (Figura 3 de
Cresci et al. 2005).
intervalo de 16.054 < V < 20.598 mag. Comparando la fotometrı́a de los cúmulos
con la fotometrı́a obtenida a partir de modelos de sı́ntesis de población estimaron
edades de (1 − 28) × 106 años y masas de (1 − 120) × 103 M . La Figura 1.8 muestra la ubicación de los cúmulos y el color de los números corresponde a las edades
estimadas: 1 − 5 ×106 años (violeta), 6 − 10 ×106 años (azul), 10 − 20 ×106 años
(verde), 20 − 40 ×106 años (amarillo). Destaca el cúmulo estelar etiquetado como
ID = 1, ya que es el más masivo con una masa en el intervalo de (86 − 120) × 103 M
y edad de ∼ 106 años.
Cresci et al. (2005) utilizaron imágenes obtenidas con los filtros V e I del HST (las
mismas que usaron Harris et al. 2004), ası́ como imágenes en la banda Ks del Very
Large Telescope (VLT) para detectar cúmulos estelares. Detectaron 115 cúmulos.
Comparando la fotometrı́a de los cúmulos con la fotometrı́a obtenida a partir de
modelos de sı́ntesis de población obtuvieron las edades de los cúmulos, los jóvenes
con edad < 20 × 106 años y los cúmulos viejos con edad > 20 × 106 años, ası́ como el
intervalo de masa de 103 − 105 M para los cúmulos jóvenes y 104 − 106 M para los
cúmulos viejos. Como muestra la Figura 1.9, muchos cúmulos jóvenes se encuentran
en el centro de NGC 5253 y algunos concuerdan con el estudio de Harris et al. (2004).
1.5. MOTIVACIÓN Y OBJETIVOS DE ESTA TESIS
1.4.2.
13
Interacción entre NGC 5253 y M83
M83 es una galaxia espiral de tipo SAB(s)c con tamaño angular de 130 × 120 y
masa de ∼ 1012 M . van den Bergh (1980) propuso una interacción gravitacional entre
NGC 5253 y M83 hace ∼ 109 años basado en observaciones de Hidrógeno neutro (HI)
(Rogstad et al., 1974), ya que se observa que la capa de gas en la parte externa de M83
(disco de HI) está significativamente deformada y un ((dedo)) de dicha deformación de
gas está proyectado fuera del halo de M83 hacia NGC 5253. Sin embargo, la distancia
entre NGC 5253 y M83 es de ∼ 600 kpc (Karachentsev et al. 2002; Thim et al. 2003)
lo que hace que la época de la interacción entre estas dos galaxias propuesta por van
den Bergh (1980) sea muy posible. Ası́ que contrario al caso de M81 y NGC 3077,
la posible interacción de NGC 5253 con M83 no ha disparado la formación estelar
reciente y tal vez haya disparado algún brote en la época de interacción.
1.5.
Motivación y objetivos de esta tesis
Ya que en general sigue siendo un tema abierto lo que causa las regiones de alta
formación estelar en galaxias Irr II, nuestro grupo de trabajo ha decidido realizar un
estudio de la población de cúmulos estelares en las galaxias Irr II, con el objetivo de
poder estudiar mejor su historia de formación estelar. Hemos iniciado con el estudio
de las galaxias NGC 3077 y NGC 5253.
El principal objetivo de esta tesis es buscar evidencia de formación estelar mediante la búsqueda de cúmulos estelares compactos en NGC 3077 y NGC 5253 y
caracterizar a los cúmulos más brillantes de las dos galaxias, es decir, estimar las
masas y edades de los cúmulos más brillantes.
Las poblaciones de cúmulos estelares de NGC 3077 y de NGC 5253 han sido estudiadas anteriormente. Sin embargo, algunos de los datos observacionales empleados
para sus estudios han sido obtenidos con telescopios terrestres, por lo que ha resultado complicado resolver cúmulos estelares. En otros estudios han empleado datos
observacionales del HST obtenidos con la WFPC2 como los reportados por Harris
et al. (2004), ellos detectaron 55 cúmulos estelares en NGC 3077 y 33 cúmulos estelares en NGC 5253, muchos de ellos con edad menor a 20 × 106 años y masas de
miles a 105 M . Pero en esta tesis se realiza la búsqueda de cúmulos estelares compactos utilizando imágenes obtenidas con la ACS del HST, la cual tiene una escala
de imagen menor que la de WFPC2 ası́ como también un mayor campo de visión
(la escala de imagen y el campo de visión para ACS es 0.0500 pixel−1 y 20200 × 20200
respectivamente, para WFPC2 la escala de imagen es de 0.100 pixel−1 y su campo de
visión es de ∼ 16000 × 16000 , más detalles en el siguiente capı́tulo), esto será de gran
utilidad para resolver los cúmulos estelares y además se cubrirá una mayor área en
torno a las dos galaxias.
Otro objetivo de esta tesis es ampliar el número de cúmulos estelares reportados
tanto en NGC 3077 como en NGC 5253.
14
La tesis está organizada de la siguiente forma. Se describen las caracterı́sticas de
los datos observacionales en el capı́tulo 2. En el capı́tulo 3 se presentan los criterios
para la selección de los objetos, su fotometrı́a y la lista de candidatos a cúmulos
estelares. El análisis de la población de los cúmulos estelares se discute en el capı́tulo
4. Finalmente, en el capı́tulo 5 se realiza una discusión de los resultados.
Capı́tulo 2
Datos observacionales
Nuestro trabajo se basa en el análisis de imágenes de NGC 3077 y NGC 5253
obtenidas por la Advanced Camera for Surveys (ACS) y la Wide-Field Planetary
Camera 2 (WFPC2) que estuvieron a bordo del HST (además se utilizó una imagen
de NGC 5253 obtenida con la Wide Field Camera 3 (WFC3) ). En la siguiente sección
se describen las caracterı́sticas de los instrumentos y los detalles de las observaciones.
2.1.
Caracterı́sticas y observaciones de la ACS
Las imágenes de NGC 3077 y NGC 5253 fueron tomadas con el Wide Field
Channel (WFC), que es un detector con un amplio campo de visión de 20200 × 20200 ,
sensible en el intervalo de 3500−11000 Åy con una escala de imagen de 0.0500 pixel−1 .
El detector está formado por dos CCDs de 2048 × 4096 pixeles cada uno y el tamaño
del pixel es de 15µm × 15µm (Sirianni et al., 2005). Si se toma una distancia de la
Vı́a Láctea a NGC 3077 de 3.63 Mpc (Freedman et al., 1994), la escala lineal que
corresponde a 100 es de 17.60 pc y cada pixel corresponde a 0.88 pc . De la misma
forma, si NGC 5253 se encuentra a 3.72 Mpc de la Vı́a Láctea (Kanbur et al., 2003),
la escala lineal que corresponde a 100 es de 18.03 pc y cada pixel corresponde a 0.90 pc.
2.1.1.
Imágenes de NGC 3077
Se utilizaron imágenes de NGC 3077 obtenidas por la ACS durante el programa
ACS Nearby Galaxy Survey de 10915 - Dalcanton, Julianne de la Universidad de
Washington. Las imágenes fueron obtenidas en los filtros F475W (SDSS g 0 , archivo
j9ra84010.fits), F606W (Broad V, archivo j9ra84020.fits) y F814W (Broad I, archivo
j9ra84030.fits). Se usaron estas imágenes debido a que se trató de cubrir todo el
espectro visible para poder detectar cúmulos tanto jóvenes como viejos y porque son
imágenes públicas disponibles en MAST (http://archive.stsci.edu/).
Estas imágenes fueron obtenidas ya reducidas; correción por bias, dark y campos planos. Estas correcciones se realizaron utilizando el proceso estándar CALACS
15
16
CAPÍTULO 2. DATOS OBSERVACIONALES
(ACS Data Handbook Version 3.0). Además las imágenes fueron procesadas por
Multidrizzle, que consiste en limpiar de rayos cósmicos, combinar imágenes, etc.
2.1.2.
Se utilizaron imágenes de NGC 5253 obtenidas por la ACS durante el programa
The Discrete X-ray Source Population in NGC 5253, our nearest post-starburst de
10765 - Zezas, Andreas del Observatorio Astrofı́sico del Instituto Smithsoniano. Las
imágenes fueron obtenidas en los filtros F435W (Johnson B, archivo j9k501060.fits),
F555W (Johnson V, archivo j9k501040.fits) y F814W (Broad I, archivo j9k501050.fits).
De la misma forma, se usaron estas imágenes para cubrir el visible y porque son
imágenes públicas disponibles en MAST. Al igual que las imágenes de NGC 3077,
las imágenes de NGC 5253 fueron obtenidas ya reducidas.
Adicionalmente se utilizó una imagen de NGC 5253 obtenida por la Wide Field
Camera 3 (WFC3) que está abordo del HST usando el filtro F275W (U, archivo
icdm59050.fits). Esta imagen fue tomada con el Ultraviolet-Visible (UVIS) channel,
que es un detector con un campo de visión de 16000 × 16000 , en el intervalo de 200010000 Å, con una escala de imagen de 0.0400 pixel−1 . El detector está formado por
dos CCDs de 2048 × 4096 pixeles cada uno (http://www.stsci.edu/hst/ wfc3). Esta
imagen se utilizó para obtener una mejor estimación de edad para los candidatos a
cúmulos estelares jóvenes y forma parte del programa LEGUS: Legacy ExtraGalactic UV Survey de 13364 - Calzetti, Daniela de la Universidad de Massachusetts Amherst. También fue descargada de MAST y se obtuvo ya reducida.
2.2.
Caracterı́sticas y observaciones de la WFPC2
Además de usar las imágenes obtenidas por la ACS ya descritas, se utilizaron
imágenes necesarias de NGC 3077 y NGC 5253, para construir un mapa de enrojecimiento E(B − V ) de cada galaxia. Las imágenes fueron obtenidas con la WFPC2,
la cual es un detector formado principalmente por tres CCDs de 800 × 800 pixeles,
campo de visión de 8000 × 8000 y una escala de imagen de 0.100 pixel−1 cada uno, que
cubren el intervalo de 1150−11000 Å. Considerando la distancia a la que se encuentra
NGC 3077 y NGC 5253 cada pixel corresponde a 1.76 pc y 1.80 pc respectivamente.
2.2.1.
Las imágenes de NGC 3077 se obtuvieron del programa Calibrating Star Formation: The Impact of Environment GALAXIES de 9144 - Calzetti, Daniela de
la Universidad de Massachusetts - Amherst en los filtros F547M (V, dos archivos:
u6eu0304.fits y u6eu0401.fits), F814W (I, dos archivos: u6eu0305.fits y u6eu0402.fits),
F487N(Hβ , cuatro archivos: u6eu0306.fits, u6eu0307.fits, u6eu0403.fits y u6eu0406.fits)
y F656N (Hα , tres archivos: u6eu030c.fits, u6eu030d y u6eu0405.fits).
2.3. CORRECCIONES ASTROMÉTRICAS
17
Ya que habı́an varias imágenes con diferente orientación (ángulo de posición),
todas las imágenes obtenidas por la WFPC2 se orientaron con respecto a la imagen
u6eu0305.fits usando la tarea WREGISTER de IRAF, esta tarea utiliza como datos
de entrada dos imágenes, la imagen a orientar y la imagen que sirve de referencia.
Se combinaron todas las imágenes de un mismo filtro para eliminar rayos cósmicos
usando la tarea IMCOMBINE de IRAF (con el parámetro combine=median) excepto
para los filtros F547M y F814W ya que tienen solo dos imágenes cada uno; para estas
imágenes se utilizó la tarea IMEXPR de IRAF para obtener la imagen promedio.
2.2.2.
Las imágenes de NGC 5253 se obtuvieron del programa WFPC2 MAPPING
OF DUST OBSCURATION AND STELLAR POPULATIONS IN STARBURST
GALAXIES. GALAXIES AND CLUSTERS de 6524 - Calzetti, Daniela de la Universidad de Massachusetts - Amherst en los filtros F547M (V, cuatro archivos:
u3760107.fits, u3760108.fits, u3760109.fits y u376010a.fits), F814W (I, cuatro archivos: u3760105.fits, u3760106.fits, u376010b.fits y u376010c.fits), F487N (Hβ , cuatro
archivos: u3760101.fits, u3760102.fits, u376010f.fits y u376010g.fits) y F656N (Hα ,
cuatro archivos: u3760103.fits, u3760104.fits, u376010d.fits y u376010e.fits).
Ya que habı́an varias imágenes con diferente orientación (ángulo de posición),
todas las imágenes obtenidas por la WFPC2 se orientaron con respecto a la imagen
u3760105.fits usando la tarea WREGISTER de IRAF.
Se combinaron todas las imágenes de un mismo filtro para eliminar rayos cósmicos
usando la tarea IMCOMBINE de IRAF (con el parámetro combine=median).
2.3.
Correcciones astrométricas
Todas las imágenes de ACS de ambas galaxias (incluyendo la imagen en U obtenida por la WFC3 de NGC 5253) presentan una diferencia en sus coordenadas de
Ascención Recta (AR) y Declinación (Dec) entre las tres imágenes de cada galaxia,
es decir, para una fuente puntual dada las coordenadas de la imagen en el filtro g 0 no
corresponden a las coordenadas de la imagen en V ni en la imegen I de NGC 3077
(y de forma similar para las imágenes de NGC 5253). Además las coordenadas de
los cúmulos reportados por Harris et al. (2004) no coinciden con objetos brillantes
en las imágenes obtenidas con ACS (ver Figura 2.1) de ambas galaxias (incluyendo
U de NGC 5253). Por ello fue necesario hacer una corrección en las coordenadas. Se
utilizaron como referencia las coordenadas de las imágenes obtenidas con la WFPC2
(en el filtro I y V) de ambas galaxias ya que fueron las que usaron Harris et al. (2004).
A continución se describe el procedemiento para llevar a cabo las correcciones de las
coordenadas en todas las imágenes de las dos galaxias.
18
(a) WFPC2
(b) ACS
Figura 2.1: Imágenes de NGC 3077 obtenidas con el filtro F814W (I): a)imagen
obtenida con la WFPC2, b)imagen obtenida con la ACS. Se aprecia el desplazamiento
de las coordenadas de la imagen obtenida con la ACS con respecto a la obtenida con
la WFPC2.
2.3.1.
Correción para NGC 3077
La Figura 2.1 muestra el desplazamiento de las coordenadas de cinco cúmulos reportados por Harris et al. 2004. Los cúmulos se señalan con pequeñas circunferencias
en las imágenes obtenidas con el filtro I de las cámaras WFPC2 (izquierda) y ACS
(derecha). En la imagen obtenida con la ACS las circunferencias no coinciden con los
cúmulos. La correción de este desplazamiento en coordenadas requirió modificar las
coordenadas del pixel de referencia de los ejes de AR y DEC (CRVAL1 y CRVAL2
respectivamente) de todas las imágenes. Primero se corrigieron las coordenadas de
la imagen de I de ACS con respecto a las coordenadas de la imagen de I de WFPC2
y posteriormente se corrigieron las coordenadas de la imagen del filtro V de ACS
con respecto a las coordenadas de la imagen I de ACS y finalmente se corrigieron
las coordenadas de la imagen del filtro g 0 de ACS con respecto a las coordenadas de
la imagen de V de ACS. El proceso se realizó de esta forma ya que resultaba más
simple hacerlo con una imagen del mismo filtro o al menos con la imagen del filtro
con longitud de onda más cercana. Los detalles del proceso son los siguientes:
1. Se comenzó por corregir las coordenadas de la imagen del filtro I de ACS con
respecto a las coordenadas de la imagen del filtro I de WFPC2. Para esto se
ubicaron fuentes cerca de las esquinas de cada imagen (3 en cada esquina) que
fueran comunes tanto a la imagen de WFPC2 como a la de ACS, además se
usaron los cúmulos de Harris et al. (2004) etiquetados con ID = 3, 10, 29, 44
(Tabla 3 de esta referencia). Se obtuvo el centro de todos los objetos en ambas
imágenes con la tarea IMEXAMINE de IRAF.
19
2.3. CORRECCIONES ASTROMÉTRICAS
2. Ya con los centros de todos los objetos, se calcularon las diferencias de coordenadas entre ellos (∆AR y ∆Dec):
∆AR = ARW F P C2 − ARACS
(2.1)
∆Dec = DecW F P C2 − DecACS
(2.2)
3. Se calculó la media aritmética de ∆AR (µ∆AR ) y de ∆Dec (µ∆Dec ), ası́ como
su desviación estándar (σ∆AR y σ∆Dec respectivamente). En la Tabla 2.1 se
muestran los valores obtenidos.
4. Se suma a los valores originales de CRVAL1 y CRVAL2 de la imagen obtenida
con la ACS a corregir las medias obtenidas en el punto anterior para obtener
los valores corregidos.
CRV AL1nuevo = CRV AL1original + µ∆AR
(2.3)
CRV AL2nuevo = CRV AL2original + µ∆Dec
(2.4)
En la Tabla 2.2 se muestran los valores obtenidos.
5. Una vez corregidas las coordenadas de la imagen del filtro I de ACS, se corrige
respecto a ellas las coordenadas de la imagen del filtro V de ACS y finalmente
se corrigen las coordenadas de la imagen del filtro g 0 de ACS con respecto a
las coordenadas de la imagen del filtro V de ACS, siguiendo el mismo procedemiento que para la imagen de I. En la Tabla 2.1 se muestran los valores medios
y desviaciones estándar obtenidas.
6. Finalmente, se aplican las correciones a CRVAL1 y CRVAL2 de las imágenes
de V y g 0 de ACS (Tabla 2.2).
Imagen a
corregir
F814WACS
F606WACS
F475WACS
µ∆AR
(10−4 ) grados
3.5917
3.417
3.608
σ∆AR
(10−5 ) grados
9.6476
9.86436
1.70579
µ∆Dec
(10−5 ) grados
-1.417
-1.584
-2.083
σ∆Dec
(10−6 ) grados
0.27681
5.2731
6.43989
Tabla 2.1: Valores medios y desviaciones estándar de las diferencias en AR y DEC de
los objetos de referencia descritos en el texto. Estos valores se usaron para corregir
los valores de CRVAL1 y CRVAL2 de las imágenes en los filtros I, V y g 0 de la ACS
para NGC 3077.
20
Imagen
F814WACS
F606WACS
F475WACS
CRV AL1original
150.868317
150.868329
150.868325
CRV AL1nuevo
150.868676
150.868670
150.868685
CRV AL2original
68.7324081
68.7324085
68.7324083
CRV AL2nuevo
68.7323940
68.7323926
68.7323875
Tabla 2.2: Valores de CRVAL1 y CRVAL2 antes y después de la corrección de las
imágenes en los filtros I, V y g 0 de ACS de la galaxia NGC 3077.
2.3.2.
Correción para NGC 5253
Para corregir las coordenadas de las imágenes de ACS de NGC 5253 se realizó el
mismo procedemiento que para NGC 3077. Además se corrigieron las coordenadas de
la imagen U de WFC3 de manera similar. Los detalles empleados para la corrección
de las coordenadas de todas las imágenes son los siguientes:
1. Se corrigieron las coordenadas que proporciona la imagen del filtro I de ACS con
respecto a las coordenadas que proporciona la imagen del filtro I de WFPC2.
Se eligieron 3 fuentes cerca de cada esquina de cad imagen que fueran comunes
tanto a la imagen de WFPC2 como a ACS, además se usaron los cúmulos de
Harris et al. (2004) etiquetados con ID = 33, 16, 31 y 9 (Tabla 4 de esta
referencia). Se obtuvieron los centros de todos los objetos y se aplicaron las
ecuaciones 2.1 y 2.2.
2. Se calculó la media aritmética µ∆AR y µ∆Dec , ası́ como su desviación estándar
σ∆AR y σ∆Dec de las diferencias de coordenadas. En la Tabla 2.3 se muestran los
valores medios y desviaciones estándar obtenidas. Se aplicaron las ecuaciones
2.3 y 2.4 para hacer las correciones de las coordenadas del pixel de referencia,
en la Tabla 2.4 se muestran los valores obtenidos.
3. Una vez corregidas las coordenadas en la imagen del filtro I de ACS, se corrigió respecto a ellas las coordenadas de la imagen del filtro V de ACS y
finalmente se corrigieron las coordenadas de la imagen del filtro B de ACS
con respecto a las coordenadas de la imagen del filtro V de ACS, siguiendo el
mismo procedimiento que para la imagen de I. En la Tabla 2.3 se muestran los
valores obtenidos.
4. Se aplican las correcciones a CRVAL1 y CRVAL2 de las imágenes de V y B de
ACS (Tabla 2.4).
5. Finalmente se corrigieron las coordenadas de la imagen en el filtro U de WFC3.
Esto se hizo de manera similar a todas las demás imágenes pero para esta
imagen se utilizó como referencia la las coordenadas de la imagen en el filtro
F547M (V) de WFPC2. Se usó esta imagen ya que el campo de las imágenes
de la ACS no coinden con el campo de WFC3 (ver campo de visión de ambas
21
2.4. SUMA DE IMÁGENES
cámaras) y además porque la imagen fue tomada en un filtro cercano a U. Los
valores obtenidos se muestran en las Tabla 2.3 y Tabla 2.4.
Imagen a
corregir
F814WACS
F555WACS
F435WACS
F275WW F C3
∆AR µ
(10−4 ) grados
-1.792
-1.784
-1.75
0.89167
∆AR σ
(10−6 ) grados
0.23079
3.7268
5
6.4
∆Dec µ
(10−4 ) grados
-2.5635
-2.5942
-2.5558
-1.1
∆Dec σ
(10−6 ) grados
0.35439
1.1149
0.95379
4.0026
Tabla 2.3: Valores medios y desviaciones estándar de las diferencias en AR y Dec de
los objetos de referencia descritos en el texto. Estos valores se usaron para corregir
los valores de CRVAL1 y CRVAL2 de las imágenes en los filtros I, V y B de la ACS
y de la imagen en el filtro U de WFC3 para NGC 5253.
Imagen
F814WACS
F555WACS
F435WACS
F275WW F C3
CRV AL1original
204.9668508
204.9668527
204.9668522
204.9770703
CRV AL1nuevo
204.9666716
204.9666745
204.9666772
204.9771595
CRV AL2original
-31.6518517
-31.6518491
-31.6518498
-31.6462841
CRV AL2nuevo
-31.6521080
-31.6521085
-31.6521054
-31.6463923
Tabla 2.4: Valores de CRVAL1 y CRVAL2 antes y después de la corrección para las
imágenes de los filtros I, V y B de ACS y para la imagen en el filtro U de WFC3 de
la galaxia NGC 5253.
2.4.
Suma de imágenes
Una vez que se han corregido las coordenadas de todas las imágenes de ambas
galaxias, se crea una imagen ((suma)) para cada una de las galaxias empleando las
imágenes obtenidas con los tres filtros de la banda visible de ACS, esto para facilitar
la detección de cúmulos estelares, ya que en la suma se tendrá explı́citamente tanto
población jóven como vieja de cúmulos estelares. Esto se hizo con la tarea IMCOMBINE de IRAF (con el parámetro combine = sum), aplicado a las imágenes en los
filtros g 0 , V e I de NGC 3077 y B, V e I de NGC 5253. El resultado de este proceso
es un archivo de nombre sum.fits para cada galaxia.
En la Figuras 2.2 y 2.3 se muestran las imágenes sum.fits de NGC 3077 y
NGC 5253 respectivamente.
22
Figura 2.2: Imagen sum.fits de NGC 3077, que es el resultado de la combinación
(suma) de las imágenes obtenidas con los filtros g 0 , V e I de ACS.
Figura 2.3: Imagen sum.fits de NGC 5253, que es el resultado de la combinación
(suma) de las imágenes obtenidas con los filtros B, V e I de ACS.
De manera similar, se consideran las imágenes obtenidas con el filtro V e I (ya
2.4. SUMA DE IMÁGENES
23
combinadas) de WFPC2 de cada galaxia se suman, es decir, se combinaron con
la tarea IMCOMBINE de IRAF y el parámetro combine = sum, esto para poder
detectar objetos tanto rojos como verdes. El resultado del proceso es un archivo
de nombre sum wfpc2.fits para cada galaxia. El archivo suma será de utilidad para
construir un mapa de enrojecimiento E(B − V ) para cada galaxia.
Capı́tulo 3
Identificación y Selección de
Cúmulos Estelares
Para la determinación de los datos astrométricos y fotométricos de fuentes brillantes en cada una de las imágenes de las dos galaxias se utilizó el programa SExtractor
(Source Extraction, Bertin & Arnouts 1996). La forma en que SExtractor trabaja,
ası́ como la detección de fuentes y la determinación de sus datos astrométricos y
fotométricos se describe en las siguientes secciones.
3.1.
Identificación de fuentes brillantes
SExtractor es un programa que crea un catálogo de fuentes que detecta automáticamente en una imagen astronómica (Bertin E., User’s manual SExtractor v2.13).
SExtractor se ejecuta mediante la instrucción sex imagen.fits, para su ejecución
son necesarios archivos extras, tales como configuration file.sex y parametros.param,
los cuales indican a SExtractor los valores de entrada y los parámetros que obtendrá de salida respectivamente. Para realizar sus operaciones SExtractor sigue los
siguientes pasos:
1. Estimación del fondo local (background). El fondo se estima para cada pixel de
la imagen, para lo cual se considera una ventana de 64 × 64 pixeles (valor por
defecto) alrededor de dicho pixel. Con los valores de estos pixeles se construye
una distribución de la cual se calcula su media y desviación estandar (σ), esto
se hace en un proceso iterativo en donde los valores con mayor desviación son
eliminados hasta que su mediana converja a una valor de alrededor de ±3σ; si
σ cambia a menos de 20 % durante ese proceso, se considera que el campo no
es muy poblado y simplemente se toma la media como el valor del fondo, de
otro modo, tiene un valor de 2.5×mediana−1.5×media.
2. Detección (thresholding). SExtractor considera que ha detectado una fuente, si
los pixeles que la forman tienen un valor en cuentas arriba de un valor umbral
25
26CAPÍTULO 3. IDENTIFICACIÓN Y SELECCIÓN DE CÚMULOS ESTELARES
y también si tiene un número mı́nimo de pixeles adyacentes entre sı́ con valor
de cuentas arriba del umbral.
3. Separación (deblending). El perfil de intensidad de la fuente detectada se divide
en n subniveles, de cada subnivel se determina el área de la isofota correspondiente y la información de estas áreas se guarda en una estructura en forma
de árbol ramificado. Después SExtractor hace el análisis de esta estructura,
descendiendo en nı́veles por la rama con el valor más alto hasta el valor de
umbral, en este proceso decide si puede extraer o no, dos o más objetos.
4. Medición de parámetros. Después de hacer la separación de las fuentes, SExtractor realiza la astrometrı́a, la fotometrı́a y calcula los parámetros geométricos de las fuentes.
Para la identificación de las fuentes en las dos galaxias se ejecutó SExtractor en
el ((modo de imagen doble)): sex imagen1,imagen2. Donde la imagen1 es usada solo
para la detección de las fuentes y la imagen2 para la medición de los parámetros
astrométricos y fotométricos. Ambas imágenes deben tener el mismo tamaño. Se
empleó SExtractor con cada galaxia de la forma: sex sum.fits,imagen Filtro,
donde imagen Filtro indica cualquiera de las tres imágenes obtenidas con los filtros
de ACS o WFPC2, sum.fits es la imagen suma obtenida para cada cámara. Para la
imagen de NGC 5253 obtenida con el filtro U de WFC3 se ejecutó SExtractor solo
con ella, ya que no cumplió con el requisito de ser del mismo tamaño que su imagen
sum.fits.
3.1.1.
Identificación de fuentes en imágenes de NGC 3077
Para la identificación de fuentes en las imágenes de ACS de NGC 3077 se siguió el
proceso antes descrito. El código SExtractor puede emplear diferentes parámetros para hacer la búsqueda de fuentes brillantes. También puede convolucionar las imágenes
con diferentes filtros con el objeto de hacer la detección, la fotometrı́a y la creación del
catálogo. Los parámetros se obtuvieron después de realizar varias pruebas y seleccionar los valores que dieron el mejor resultado en cuanto a detección de fuentes y magnitud medida de éstas. Estos valores forman parte del archivo configuration file.sex,
los valores principales son los siguientes:
Parámetro
DETECT MINAREA
DETECT THRESH
DEBLEND MINCONT
BACK SIZE
Valor
5.0
9.0
0.0000001
64
Descripción
Número mı́nimo de pixeles arriba del umbral
Umbral en σ 0 s (σ-desviación estándar del fondo)
Parámetro de separación mı́nima
Tamaño en pixeles de la ventana para calcular el fondo
Tabla 3.1: Valores principales de los parámetros de entrada que usó SExtractor.
3.1. IDENTIFICACIÓN DE FUENTES BRILLANTES
Filtro
F814W (I)
F606W (V)
F475W (g 0 )
27
Zero Point
25.512 mag
26.399 mag
26.144 mag
Tabla 3.2: Valores de Zero Point en el sistema de Vega asociados a las imágenes de
ACS de NGC 3077.
La lista completa de parámetros del archivo configuration file.sex se puede consultar en el Apéndice A.
Columna
1
2
3
4
5
6
7
8
9
10
11
12
13
14
15
16
17
18
19
20
21
22
23
24
25
26
27
28
29
30
31
32
33
34
35
Parámetro
NUMBER
MAG ISOCOR
MAGERR ISOCOR
MAG APER(1)
MAG APER(2)
MAG APER(3)
MAG APER(4)
MAG APER(5)
MAG APER(6)
MAG APER(7)
MAG APER(8)
MAG APER(9)
MAG APER(10)
MAGERR APER(1)
MAGERR APER(2)
MAGERR APER(3)
MAGERR APER(4)
MAGERR APER(5)
MAGERR APER(6)
MAGERR APER(7)
MAGERR APER(8)
MAGERR APER(9)
MAGERR APER(10)
KRON RADIUS
ISOAREA IMAGE
XPEAK IMAGE
YPEAK IMAGE
FWHM IMAGE
FLUX RADIUS
X IMAGE
Y IMAGE
A IMAGE
ELLIPTICITY
ALPHA J2000
DELTA J2000
Descripción
Número del objeto
Magnitud isofotal corregida [mag]
Error RMS de la magnitud isofotal corregida [mag]
Magnitud medida a la apertura 1 (2 pix) [mag]
Error RMS de la magnitud medida a la apertura 1 (2 pix) [mag]
Apertura Kron en unidades de A o B
Area de la isofota arriba del umbral de análisis [pixel]
Coordenada X del pixel más brillante [pixel]
Coordenada Y del pixel más brillante [pixel]
FWHM asumiendo un núcleo gaussiano [pixel]
Radio que encierra una fracción de flujo [pixel]
Posición del objeto a lo largo del eje X [pixel]
Posición del objeto a lo largo del eje Y [pixel]
Perfil RMS a lo largo del eje mayor [pixel]
Elipticidad 1-B IMAGE/A IMAGE
Ascensión Recta del baricentro (J2000) [deg]
Declinación del baricentro (J2000) [deg]
Tabla 3.3: Parámetros calculados por SExtractor para cada fuente detectada
(parámetros del archivo parametros.param).
Para realizar la fotometrı́a de cada fuente detectada fue necesario emplear el valor
Zero Point de cada imagen de ACS, el valor de cada Zero Point se obtuvo de la calculadora en lı́nea desarrollada por la STSCI (http://www.stsci. edu/hst/acs/analysis/zeropoints/zpt.py)
Filtro
F814W (I)
F656N (Hα )
F547M (V)
F487N (Hβ )
Zero Point
21.659 mag
17.564 mag
21.676 mag
17.380 mag
Tabla 3.4: Valores de Zero Point en el sistema de Vega asociados a las imágenes
obtenidas con la WFPC2 de NGC 3077 y NGC 5253.
Esta calculadora usa la fecha en la que fue tomada la imagen como dato de entrada
y devuelve el valor de Zero Point que le corresponde La fecha en que fueron tomadas las tres imágenes es 2006-09-21. Se eligió el sistema fotométrico basado en Vega
(VEGAMAG). Los valores de Zero Point empleados se muestran en la Tabla 3.2.
Se utilizaron los mismos parámetros de entrada para la ejecución de SExtractor
con cada una de las imágenes (cambiando el valor de Zero Point al correspondiente).
Se obtuvo un subcatálogo de fuentes para cada imagen. Los parámetros que SExtractor obtuvo para cada una de las fuentes detectadas se muestran en la Tabla 3.3.
Los parámetros que se han medido se indican en el archivo parametros.param. Se
detectaron un total de 15853 fuentes en cada uno de los subcatálogos, cada fuente
tiene una relación señal a ruido (S/N ) > 20. Cabe mencionar que la lista de fuentes
determinada, es la misma en los tres subcatálogos, p. ej. la fuente con ID = 1 en el
subcatálogo de g 0 , también es la fuente con ID = 1 en el subcatálogo de V y también
es la fuente con ID = 1 en el subcatálogo de I, esto se debe al uso de la imagen
sum.fits como referencia al ejecutar SExtractor en el modo de imagen doble.
De forma similar se hizo la identificación de objetos en las imágenes de esta galaxia obtenidas con la WFPC2, es decir, se ejecutó SExtractor en modo imagen doble
con su respectiva imagen suma (sum wfpc2.fits) a las imágenes en los filtros Hβ , V,
Hα , I. Los parámetros de entrada fueron los mismos que para las imágenes de ACS.
Los valores de Zero Point que corresponden a cada imagen de WFPC2 fueron tomados de la página: http://www.stsci.edu/hst/wfpc2/ analysis/wfpc2 photflam.html.
Se usaron los valores que corresponden al chip 3 ya que la galaxia se encuentra centrada en este CCD y también se eligió el sistema fotométrico basado en Vega. Los
valores de Zero Point empleados se muestran en Tabla 3.4. De este proceso se obtuvo
cuatro subcatálogos que corresponden a cada una de las imágenes. Se obtuvieron los
parámetros de la Tabla 3.3 para todas las fuentes de cada subcatálogo. Se detectaron
un total de 414 fuentes en cada subcatálogo, con una S/N > 20.
3.1.2.
Identificación de fuentes en imágenes de NGC 5253
De la misma forma como se identificaron fuentes en NGC 3077, se identificaron
fuentes en NGC 5253, se ejecutó sex sum.fits,Imagen Filtro B (después se usó la
imagen en el filtro V y finalmente la imagen en el filtro I de ACS). Los parámetros
3.1. IDENTIFICACIÓN DE FUENTES BRILLANTES
Filtro
F814W (I)
F555W (V)
F435W (B)
29
Zero Point
25.529 mag
25.729 mag
25.781 mag
Tabla 3.5: Valores de Zero Point en el sistema de Vega asociados a las imágenes de
ACS de NGC 5253.
de entrada que utilizó SExtractor fueron los mismos que se usaron en NGC 3077,
excepto el tamaño de la ventana (BACK SIZE) en este caso fue de 32×32 pixeles, se
cambió su valor porque con el tamaño de 64×64 pixeles no hubo detección de fuentes
en el centro de la galaxia. Los valores de Zero Point que corresponden a cada imagen
de ACS se obtuvieron también de la calculadora en lı́nea, la fecha en que fueron
tomadas las tres imágenes es 2005-12-27, también se eligió el sistema fotométrico
basado en Vega. Los valores de Zero Point empleados se muestran en la Tabla 3.5
Se utilizaron los mismos parámetros de entrada para la ejecución de SExtractor
con cada una de las imágenes (cambiando el valor de Zero Point al correspondiente),
se obtuvieron tres subcatálogos, uno para cada imagen. Se obtuvieron los mismos
parámetros para cada fuente detectada en todos los subcatálogos, como en NGC
3077 (Tabla 3.3). Se detectaron un total de 39128 fuentes, todos con una S/N > 20.
Se realizó la identificación de objetos en la imagen U de WFC3, para esta imagen
solo se ejecutó SExtractor con esta imagen usando los mismos parámetros de entrada
que se usaron para las imágenes de NGC 3077 (incluso BACK SIZE de 64 × 64 pixeles). El valor de Zero Point que corresponde a esta imagen es 22.6322 mag, el cual fue
tomadado de la página de este instrumento (http://www.stsci.edu/hst/wfc3/phot zp
lbn) y también se eligió el sistema fotométrico basado en Vega. Los parámetros de
cada fuente detectada fueron los mismos (Tabla 3.3). Se detectaron un total de 5545
fuentes con una S/N > 20.
Finalmente, se hizo la identificación de objetos en las imágenes de esta galaxia
obtenidas con la WFPC2, es decir, se ejecutó SExtractor en modo imagen doble con
su respectiva imagen suma (sum wfpc2.fits) a las imágenes en los filtros Hβ , V, Hα ,
I. Los parámetros de entrada fueron los mismos que para las imágenes de ACS. Los
valores de Zero Point que corresponden a cada imagen de WFPC2 fueron tomados de
la página: http://www.stsci.edu/hst/wfpc2/ analysis/wfpc2 photflam.html. Se usaron los valores que corresponden al chip 3 ya que la galaxia se encuentra centrada
en este CCD y también se eligió el sistema fotométrico basado en Vega. Los valores de Zero Point empleados se muestran en Tabla 3.4. De este proceso se obtuvo
cuatro subcatálogos que corresponden a cada una de las imágenes. Se obtuvieron los
parámetros de la Tabla 3.3 para todas las fuentes de cada subcatálogo. Se detectaron
un total de 1096 fuentes en cada subcatálogo, con una S/N > 20.
3.2.
Correción por apertura
La fotometrı́a de cada fuente se realizó empleando varias aperturas: 2,3,4,5,6,8,
10,12,15,20 pixeles de diámetro. Se realizó una corrección por apertura en ambas
galaxias para considerar que el flujo de cada fuente detectada es el flujo total a
una apertura infinita y además, ya que en el centro de ambas galaxias existe mucha población estelar (aglomeración), se requiere que la magnitud estimada de cada
fuente detectada no tenga contaminación debida a algún vecino cercano, sino que
sea solamente debido a la emisión de si misma, por esta razón se hizo la corrección.
Esta corrección es independiente de las mediciones de los parámetros geométricos
(FWHM, área, etc.). A continuación se describe el procedimiento de la corrección
por apertura realizado.
3.2.1.
Correción por apertura para NGC 3077
Para los subcatálogos de objetos detectados en las imágenes obtenidas por la
ACS se eligió la apertura a 4 pixeles de diámetro (columna 6 de cada subcatálogo)
para hacer la corrección. Esta es una apertura pequeña y ası́ podemos considerar
que la magnitud medida es solo contribución de cada fuente. Para la corrección se
hizo lo siguiente en cada uno de los subcatálogos:
1. Se buscaron seis fuentes puntuales alejadas del centro de la galaxia, es decir,
aisladas. Se observó el cambio de la magnitud medida en función del tamaño
de la apertura, se notó que para las aperturas de más de 10 pixeles el valor de
la magnitud converge a un valor dado. Ası́ que se tomó el valor medio de la
mag
+mag
magnitud de las aperturas de 10 y 12 pixeles ( 10pix 2 12pix ) para cada una
de las seis fuentes.
2. Al valor del punto medio de cada una de las seis fuentes del paso anterior. Se
le restó el valor de la magnitud a 4 pixeles que le corresponde a cada fuente.
Se tomó el promedio de estos seis nuevos valores.
3. Se hace la corrección por apertura a la magnitud a 4 pixeles de todas las
fuentes del subcatálogo (columna 6 de cada subcatálogo), para ello se suma
esta magnitud el valor promedio obtenido en el punto anterior.
4. Finalmente, la nueva magnitud a la apertura de 4 pixeles de todas las fuentes
es reemplazada en su respectivo subcatálogo, es decir, se obtuvo un nuevo valor
de la magnitud a la apertura de 4 pixeles para cada subcatálogo.
La correción de la magnitud por apertura en los catálogos de las imágenes de
esta galaxia obtenidas con la WFPC2 se realizó de la manera antes descrita, solo que
en este caso se eligió la magnitud de apertura a 3 pixeles de diámetro para hacer la
corrección, debido a que una apertura de 4 pixeles en las imágenes de ACS equivale
3.3. SELECCIÓN DE CANDIDATOS A CÚMULOS ESTELARES
31
a una apertura de 3 pixeles en las imágenes obtenidas con la WFPC2. También se
reemplazó el valor corregido en cada subcatálogo (Hβ , V, Hα , I).
3.2.2.
Corrección por apertura para NGC 5253
La corrección por apertura se realizó de la misma forma que para NGC 3077,
aplicando la corrección al valor de la magnitud a la apertura de 4 pixeles de diámetro.
Igualmente se reemplazó el valor corregido en cada subcatálogo (B, V e I).
Ya que una apertura de 4 pixeles en las imágenes de ACS equivale espacialmente
a una apertura de 5 pixeles en la imagen UVIS de WFC3 (ver escalas de imagen),
entonces se aplicó la corrección por apertura al valor de la magnitud a 5 pixeles
(columna 7 del subcatálogo de U). Igual que en los casos anteriores, se reemplazó el
valor corregido en el subcatálogo de U.
La correción de la magnitud por apertura a los catálogos de las imágenes obtenidas con la WFPC2 se realizó de la misma manera antes descrita, es decir, aplicándola
al valor de la magnitud a la apertura de 3 pixeles de diámetro.
3.3.
Selección de candidatos a cúmulos estelares
Una vez hecha la corrección por apertura a las magnitudes de la apertura seleccionada de todos los subcatálogos, procedimos a realizar la selección de candidatos
a cúmulos estelares en ambas galaxias. La selección se basó en el subcatálogo relacionado a la imagen en el filtro I de cada galaxia, es decir, se tomaron los valores de
los parámetros geométricos del subcatálogo de I para cada fuente. Esto fue ası́ ya
que nos interesan sobre todo, los cúmulos de edad intermedia (más jóvenes que los
cúmulos globulares), por ser trazadores de la historia de formación estelar, y para
estos cúmulos, en general, su brillo es intenso en la imagen en el filtro I. Los criterios
para seleccionar a los candidatos a cúmulos estelares se describen a continuación.
3.3.1.
Selección para NGC 3077
La mayorı́a de las fuentes detectadas por SExtractor en imágenes de NGC 3077
fueron fuentes con un FWHM de ∼ 3.4 pixeles. También hay un gran número de fuentes puntuales (no resueltas o estelares) FWHM≈ 2.0 pixeles. La Figura 3.1 muestra
la distribución del tamaño de las fuentes con los dos máximos en FWHM.
El primer criterio para quitar fuentes que no son cúmulos es el FWHM, debido a
las especificaciones de la ACS, las fuentes puntuales tienen un FWHM ≈ 2.1 pixeles,
de modo que solo nos quedaremos con las fuentes que tengan un FWHM ≥ 2.1
pixeles. Considerando a una fuente con un FWHM = 2.1 pixeles a la distancia que
se encuentra NGC 3077 corresponde un tamaño de ∼ 2 pc, este valor es del orden
del tamaño de los cúmulos estelares compactos.
103
3.4 pix
2.05 pix
N
102
101
100 0
2
4
6
FWHM
8
10
12
Figura 3.1: Histograma de la distribución de los valores de FWHM de las fuentes
detectadas en NGC 3077. Las fuentes no resueltas (estrellas) tienen un máximo donde
FWHM ≈ 2.1 pixeles.
El segundo criterio para quitar fuentes que no son cúmulos estelares fue el área, se
impuso que los posibles candidatos a cúmulos estelares tuvieran un área ≥ 50 pixeles,
esto para rechazar a pseudocúmulos (estrellas tenues superpuestas). Para eliminar
a las fuentes extremadamente extendidas (FWHM ≥ 25 pix.), ya que muchas de
ellas son posiblemente fuentes artificiales creadas por residuo de fondo, se realizó un
análisis visual, quitando a las fuentes que no tuvieron apariencia de cúmulo estelar.
Ası́ mismo se notó que las fuentes con una elipticidad () mayor a 0.66 tampoco
tenı́an la apariencia de cúmulo estelar por lo que se eliminaron.
Mediante un análisis visual se eliminaron fuentes contaminantes de nuestra lista
de candidatos a cúmulos estelares, objetos que no son cúmulos, tales como estrellas
de primer plano galáctico, galaxias de fondo y pixeles dañados (p. ej. objetos en los
bordes de la imagen). La Figura 3.2 muestra un ejemplo de cada una de estas fuentes
contaminantes.
La Figura 3.3 muestra un diagrama área vs FWHM de todas las fuentes detec-
(a)
(b)
33
(c)
Figura 3.2: Objetos detectados por SExtractor que no son cúmulos estelares. a)
Estrella de primer plano, b) Galaxia de fondo, c) Pixel dañado.
tadas por SExtractor. Este diagrama ayuda a separar las fuentes resueltas
(FWHM ≥ 2.1 pix. y Área ≥ 50 pix.). El resto de las fuentes no son resueltas, por
lo que pueden ser estrellas, pixeles malos, etc. (FWHM < 2.1 pix.).
Ası́ que en NGC 3077 se tienen 922 (fuentes resueltas) candidatos a cúmulos
estelares, muchos de ellos reportados por primera vez. 54 de estos objetos ya habı́an
sido reportados como cúmulos estelares por Harris et al. (2004). En la Tabla 3.6 se
muestra una lista de nuestros quince candidatos a cúmulos estelares más brillantes
en el filtro I, la Tabla proporciona las coordenadas, magnitudes en los filtros I, V
g 0 , ası́ como el FWHM, área y elipticidad, además se muestran los ID de aquellos
cúmulos que ya habı́an sido reportados en trabajos anteriores.
Los errores en la fotometrı́a se han calculando siguiendo la fórmula:
σm =
2.5
(S/N )−1
ln(10)
(3.1)
donde
c/s T
S/N = q
2
c/s T + Npix σsky
T2
(3.2)
c/s es la tasa de cuentas de fotones medidos en la apertura de 4 pixeles de
diámetro, Npix el número de pixeles a esta apertura, σsky es la desviación estandar
del cielo medido en zonas aisladas de la imagen y T el tiempo total de exposición.
800
700
600
Área
500
400
300
Fuentes
Cand. a Cúmulos
FWHM = 2.1 pix
Área = 50 pix
200
100
0
0
10
20
FWHM
30
40
50
Figura 3.3: Fuentes detectadas por SExtractor en las imágenes de NGC 3077. Los
candidatos a cúmulos estelares son aquellos con FWHM ≥ 2.1 pix (lı́nea vertical
punteada) y Área ≥ 50 pix (lı́nea horizontal discontinua).
35
ID
Esta
tesis
8333
9494
7930
14695
9053
9393
9236
14732
14154
11651
8826
11933
8557
9088
6932
I
mag
V
mag
g0
mag
FWHM
pix
Area
pix
Ellip.
17.649
±0.001
18.111
±0.001
18.353
±0.001
18.395
±0.001
18.406
±0.001
18.578
±0.001
18.855
±0.002
18.925
±0.002
19.194
±0.002
19.346
±0.002
19.373
±0.002
19.396
±0.002
19.404
±0.002
19.578
±0.002
19.609
±0.002
19.421
±0.001
19.354
±0.001
19.548
±0.001
19.650
±0.001
19.175
±0.001
19.105
±0.001
19.968
±0.002
20.213
±0.002
20.183
±0.002
20.364
±0.002
20.265
±0.002
19.960
±0.002
20.164
±0.002
19.853
±0.002
22.030
±0.004
20.906
±0.003
20.408
±0.002
20.178
±0.002
20.434
±0.002
19.605
±0.002
19.380
±0.001
20.929
±0.003
21.642
±0.004
20.974
±0.003
21.275
±0.003
21.107
±0.003
20.227
±0.002
20.515
±0.002
20.050
±0.002
23.742
±0.011
7.02
150
3.86
ID
AR (2000)
Harris et grados
al. (2004)
150.8297971
Dec (2000)
grados
0.56
ID
Notni et al.
(2004)
-
274
0.05
-
-
150.8662629
68.7409691
3.44
223
0.15
-
11
150.8252112
68.7321264
2.63
239
0.05
-
-
150.8523424
68.7492007
11.2
235
0.14
65/66
1
150.8297863
68.7339439
5.28
303
0.35
73
7
150.8337242
68.7351385
6.42
226
0.35
-
54
150.824142
68.7333147
2.78
118
0.06
-
-
150.8836573
68.7543945
4.26
550
0.18
-
150.7884207
68.7433957
2.2
121
0.15
-
-
150.8094982
68.7338354
3.57
125
0.56
-
-
150.8306711
68.7343497
5.4
484
0.08
-
3
150.8114835
68.7333812
8.64
68
0.42
-
-
150.8295872
68.7340277
2.58
107
0.43
-
-
150.8335745
68.7350226
2.1
76
0.22
-
-
150.8447569
68.7345403
68.7338408
Tabla 3.6: Candidatos a cúmulos estelares en NGC 3077. Los cúmulos estelares comunes entre este trabajo y trabajos anteriores están indicados en la columna 8 y 9.
3.3.2.
Selección para NGC 5253
De manera similar al trabajo realizado con las imágenes de NGC 3077, se aplicó SExtractor a las imágenes de NGC 5253 y se detectaron una gran cantidad de objetos.
La Figura 3.4 muestra la distribución del FWHM de las fuentes detectadas.
Se eliminaron a las fuentes con FWHM < 2.1 pixeles y una Área < 50 pixeles.
Ası́ mismo mediante un análisis visual se eliminaron a algunas fuentes muy extendidas (FWHM ≥ 25 pix.), a las fuentes con elipticidad mayor a 0.66 y por último a
las estrellas de primer plano, galaxias de fondo y a pixeles dañados.
La Figura 3.5 muestra el diagrama área vs FWHM de todas las fuentes detectadas
por SExtractor. Este diagrama ayuda a separar las fuentes resueltas (FWHM ≥ 2.1
pix. y Área ≥ 50 pix.). El resto de las fuentes no son resueltas (FWHM < 2.1 pix.).
En NGC 5253 se encontraron 1647 candidatos a cúmulos estelares, muchos de
ellos reportados por primera vez. 33 de estos objetos ya habı́an sido reportados como
cúmulos estelares por Harris et al. (2004). En la Tabla 3.7 se muestra una lista de
nuestros quince candidatos a cúmulos estelares más brillantes en el filtro I. En esta
Tabla también se muestras mediciones en el filtro I, V, B y U, ası́ como el FWHM,
área y elipticidad, además se muestran los ID de aquellos cúmulos que ya habı́an
sido reportados en otros trabajos.
104
2.05 pix
N
103
102
101
100 0
2
4
6
FWHM
8
10
12
Figura 3.4: Histograma de la distribución de los valores de FWHM de las fuentes
detectadas en NGC 5253. Las fuentes no resueltas (estrellas) tienen un máximo donde
FWHM ≈ 2.1 pixeles.
37
1000
Fuentes
Cand. a Cúmulos
FWHM = 2.1 pix
Área = 50 pix
800
Área
600
400
200
0
0
5
10
15
FWHM
20
25
30
Figura 3.5: Fuentes detectadas por SExtractor en la galaxia NGC 5253. Los candidatos a cúmulos estelares son aquellos con FWHM ≥ 2.1 pix (lı́nea vertical punteada)
y Área ≥ 50 pix (lı́nea horizontal discontinua).
ID
Esta
tesis
19350
11447
17001
25519
19103
16975
16994
20121
17003
19374
16988
17151
17053
17619
17056
I
mag
V
mag
B
mag
U
mag
FWHM
pix
Area
pix
Ellip.
0.16
ID
AR (2000)
Harris et grados
al. (2004)
3
204.9813867
17.505
±0.001
17.599
±0.001
17.721
±0.001
17.913
±0.001
18.033
±0.001
18.425
±0.001
18.595
±0.001
18.634
±0.002
18.715
±0.002
18.752
±0.002
18.794
±0.002
18.816
±0.002
18.859
±0.002
18.870
±0.002
18.909
±0.002
18.468
±0.001
18.535
±0.001
18.493
±0.001
18.666
±0.001
18.697
±0.001
17.620
±0.001
19.375
±0.002
19.148
±0.002
18.975
±0.002
20.245
±0.003
18.408
±0.001
20.563
±0.003
19.420
±0.002
19.657
±0.002
19.948
±0.003
18.822
±0.002
19.306
±0.002
18.571
±0.001
18.432
±0.001
18.903
±0.002
19.601
±0.002
19.450
±0.002
19.188
±0.002
19.161
±0.002
20.845
±0.004
18.862
±0.002
21.896
±0.007
19.936
±0.003
19.639
±0.002
20.638
±0.004
17.672
±0.002
20.570
±0.010
16.998
±0.002
-
3.69
255
3.71
Dec (2000)
grados
-31.6415984
951
0.04
-
204.9899495
-31.6369417
8.49
537
0.33
2
204.9832728
-31.6421916
3.38
468
0.01
-
204.9764537
-31.6428476
18.340
±0.003
-
6.82
360
0.28
5
204.9815949
-31.6414862
10.37
739
0.17
1
204.9833654
-31.6403064
17.578
±0.002
17.980
±0.003
18.131
±0.003
-
5.46
142
0.22
27
204.9827287
-31.644134
16.61
424
0.15
9
204.9806988
-31.642764
3.33
166
0.24
-
204.9828285
-31.6410529
4.07
214
0.24
31
204.9821981
-31.6379971
17.210
±0.002
-
9.45
499
0.38
4
204.9830494
-31.6409878
2.17
67
0.09
-
204.9828182
-31.6415643
20.554
±0.010
18.039
±0.003
-
2.28
173
0.08
7
204.9843149
-31.6412069
6.27
227
0.13
-
204.9819764
-31.6437863
3.9
273
0.27
23
204.9844291
-31.6406106
Tabla 3.7: Candidatos a cúmulos estelares en NGC 5253. Los cúmulos estelares comunes entre este trabajo y el trabajo de Harris et al. (2004) están indicados en la
columna 9.
Capı́tulo 4
Análisis de las Poblaciones de
Cúmulos Estelares
Mediante el análisis de diagramas color-magnitud (CMDs) y color-color obtenidos
a partir de la muestra de candidatos a cúmulos estelares detectados en NGC 3077
y NGC 5253, se estimaron las edades y masas de sus cúmulos más brillantes. En la
siguientes secciones se describe el análisis.
4.1.
Parámetros fı́sicos de los cúmulos estelares
El análisis de la población de candidatos a cúmulos estelares en las dos galaxias
fue realizado para los más brillantes en la banda I, esto debido a que para los objetos
más débiles no hay certeza de que sean cúmulos, por ejemplo, pueden ser estrellas.
Para las dos galaxias se consideró el enrojecimiento debido al plano Galáctico.
Las magnitudes de todos los candidatos a cúmulos estelares de NGC 3077 fueron
corregidas por extinción Galáctica. Se calculó un enrojecimiento de E(B − V )M W =
0.0669±0.0010 mag, este resultado se basa en el trabajo de Schlegel et al. (1998) (ver
página http://irsa.ipac.caltech.edu/applications/DUST/). Se consideró una razón
entre extinción y enrojecimiento de RV = AV /E(B−V ) = 3.1 y de la ley de extinción
de Cardelli et al. (1989), se calculó A(λ)/A(V ) para cada filtro: A(I)/A(V ) = 0.5595,
A(V 0 )/A(V ) = 0.9206 y A(g 0 )/A(V ) = 1.2024 . Las correcciones para cada filtro son
las siguientes
AI = 3.1 × A(I)/A(V ) × E(B − V )M W
(4.1)
AV 0 = 3.1 × A(V 0 )/A(V ) × E(B − V )M W
(4.2)
Ag0 = 3.1 × A(g 0 )/A(V ) × E(B − V )M W
(4.3)
y
39
40
CAPÍTULO 4. ANÁLISIS DE LAS POBLACIONES...
60
I < 22.0 mag
50
N
40
30
20
10
0
0
1
g −I
0
2
3
4
Figura 4.1: Histograma de la distribución de los valores de color g 0 −I de la población
de cúmulos estelares en NGC 3077. La muestra se divide en dos poblaciones, una
población de 308 cúmulos azules con g 0 − I menor a 1.5 y la otro de 192 cúmulos
rojos con g 0 − I mayor a 1.5.
En el capı́tulo anterior mostramos que para la galaxia NGC 3077 se tenı́an 922
candidatos a cúmulo estelar, si nos limitamos solo a la muestra más brillante que
I > 22 mag para de esta forma estar más seguros que la lista está conformada por
cúmulos estelares, obtenemos la distribución que muestra la Figura 4.1. Esta figura
muestra la distribución de color de la población de cúmulos estelares seleccionados.
Los objetos de la muestra se encuentran en el intervalo -0.14 mag < g 0 -I < 4 mag y
parecen estar divididos en dos poblaciones a (g 0 − I) ∼ 1.5 mag. Existen 192 cúmulos
estelares con color g 0 − I mayor que 1.5 mag y 308 cúmulos estelares con color g 0 − I
menor que 1.5 mag.
41
4.1. PARÁMETROS FÍSICOS DE LOS CÚMULOS ESTELARES
2.5 × 104M
2.5 × 103M
104M
10 Gyr
−11
3
5 × 10 M
17
5 × 106 M
8 Myr
18
−10
I
AV = 1 mag
−9
19
106 M
MI
16
−8
20
100 Myr
21
−7
5
2 × 10 M
500 Myr
−6
1 Gyr
22
0
1
2
3
4
0
g −I
Figura 4.2: CMD de la población de cúmulos estelares en NGC 3077. Trazas evolutivas para SSPs con masa de 2.5 × 104 − 2.5 × 103 M en el intervalo de edad de
4 × 106 − 109 años reproduce los colores de la población de cúmulos estelares azules
(cuadros azules). Mientras que los cúmulos estelares rojos (cı́rculos rojos) ajustan
con una traza evolutiva de 1010 años (excepto aquellos con g 0 − I > 2.5 mag) en un
intervalo de masa de 2 × 105 − 5 × 106 M . Se muestra el vector de extinción con
AV = 1 mag.
Los cúmulos estelares se pueden considerar poblaciones estelares simples (SSPs),
es decir, un conjunto de estrellas nacidas en un mismo evento de formación estelar y con la misma composición quı́mica inicial. Si se asume esto y empleando un
análisis de sus CMDs con ayuda de modelos sintéticos de población estelar se puede estimar sus masas y edades, es decir, mediante la comparación de sus colores y
magnitudes observadas con las correspondientes cantidades de un modelo de SSP, en
un CMD. Se utilizaron modelos evolutivos teóricos basados en Girardi et al. (2002)
42
obtenidos por medio de la página CMD 2.7 input form (http://stev.oapd.inaf.it/cgibin/cmd). Los modelos de SSPs fueron calculados bajo los siguientes argumentos: se
consideró una metalicidad solar Z (Z = 0.019, metalicidad que ha sido reportada
para NGC 3077, Calzetti et al. 2004) y una metalicidad Z = 0.008, apropiada para
cúmulos globulares y además una función de masa inicial (IMF) de Salpeter (1955).
La Figura 4.2 muestra el CMD de los cúmulos estelares de nuestros subcatálogos.
En este CMD se separaron las dos poblaciones considerando que la separación se
debe a la edad de los cúmulos estelares, es decir, pertenecen a dos épocas de formación estelar diferentes, pero debido a la morfologı́a de NGC 3077 (p. ej. regiones de
polvo) objetos rojos pueden ser jóvenes con extinción, en la Figura 4.3 se muestra
la distribución espacial de los cúmulos estelares azules y rojos. Del lado izquierdo
del CMD se muestran cuatro trazas para unas SSPs con metalicidad Z y masa
de 2.5 × 104 M , 104 M , 5 × 103 M y 2.5 × 103 M en un intervalo de edades de
4 × 106 − 109 años. Del lado derecho del CMD se utilizó una traza de metalicidad
menor a la solar (Z = 0.008) para una edad de 1010 años y un intervalo de masa de
2 × 105 − 5 × 106 M . El vector de extinción corresponde a AV = 1 mag.
Si la mayorı́a de los cúmulos azules son más masivos que 2.5 × 104 M sus edades
podrı́an ser ∼ 2 × 108 años, lo cual concordarı́a con la época de interacción de
NGC 3077 con M81. Sin embargo, si los cúmulos son menos masivos que 104 M ,
ellos podrı́an ser cúmulos formados en los últimos 5 × 107 años, en cuyo caso serı́a
improbable que estén relacionados a la interacción con M81.
Los cúmulos rojos tienen colores incluso más rojos que los esperados para cúmulos
globulares, g 0 − I > 2.5 mag, estos objetos podrı́an ser cúmulos globulares con
poca extinción o cúmulos con alta extinción y los objetos más rojos (g 0 − I ∼ 4
mag) podrı́an ser cúmulos globulares con alta extinción, galaxias elı́pticas de fondo
o estrellas rojas de primer plano. Los cúmulos rojos tendrı́an una edad constante de
1010 años y sus masas podrı́an estar en el intervalo de 2 × 105 − 5 × 106 M . Estas
masas son similares a las masas de los cúmulos globulares de la Vı́a Láctea.
Por lo expuesto anteriormente vemos que la degeneración edad-extinción no nos
permite determinar con precisión la edad de los cúmulos estelares. Para poder hacer una buena estimación de la edad de los cúmulos estelares usando diagramas
color-color es necesario romper la degeneración edad-extinción (como la mostrada
en la Figura 4.4). Para esto vamos a determinar la extinción por un método alterno.
Construimos mapa de enrojecimiento usando las imágenes Hα y Hβ obtenidas por
WFPC2. Con el mapa de enrojecimiento determinamos la extinción de cada cúmulo
estelar.
El siguiente trabajo se limita a los cúmulos más brillantes que I = 20 mag, ya
que la determinación de la extinción de los cúmulos es uno a uno.
4.1. PARÁMETROS FÍSICOS DE LOS CÚMULOS ESTELARES
43
Figura 4.3: Distribución espacial de los cúmulos estelares azules (I < 22 mag
y g 0 − I < 1.5 mag) (superior) y de los cúmulos estelares rojos (I < 22 mag y
g 0 − I > 1.5 mag) (inferior) superpuestos en la imagen V (F606W) obtenida con
la ACS de NGC 3077.
44
2.5
2.0
AV = 1 mag
V −I
1.5
1.0
10 Gyr
100 Myr
1 Gyr
500 Myr
8 Myr
0
1
0.5
Traza Evolutiva
0.0
−0.5
2
3
4
0
g −I
Figura 4.4: Diagrama color-color de los cúmulos estelares de NGC 3077. Los cúmulos
estelares con g 0 − I < 1.5 mag se muestran como cuadros azules y aquellos con
g 0 − I > 1.5 mag se muestran como cı́rculos rojos. La degeneración edad-extinción no
permite inferir la edad de los cúmulos estelares sin ambigüedad. La traza evolutiva
para una SSP de Girardi et al. (2002) es mostrada como la lı́nea a trozos.
4.2.
Estimación de las Edades y Masas para los
Cúmulos Estelares más Brillantes de NGC 3077
Los cúmulos estelares más brillantes que I = 20 mag son en total 31 objetos,
en la Figura 4.5 se muestran todos estos objetos junto con una traza evolutiva para
una SSP con una masa de 2.5 × 104 M . Primero se determinará la edad y para
hacerlo se calculará el enrojecimiento E(B − V ) (usando las imágenes obtenidas por
45
4.2. ESTIMACIÓN DE LAS EDADES Y MASAS...
17.0
2.5 × 104 M
−10.5
17.5
−10.0
8 M yr
18.0
−9.5
18.5
I
−9.0
19.0
−8.5
19.5
−8.0
20.0
20.5
MI
AV = 1 m
−7.5
100 M yr
0
1
2
3
4
g0 − I
Figura 4.5: CMD de los cúmulos estelares más brillantes que I = 20 mag. Se muestra
una traza evolutiva para una SSP (Girardi et al., 2002) con una masa de 2.5×104 M .
la WFPC2: Hα y Hβ) para cada uno de ellos y después se corregirá por extinción
sus magnitudes.
4.2.1.
Corrección por Extinción
Para calcular el enrojecimiento debemos obtener la emisión en Hα y en Hβ, es
decir, a las imágenes obtenidas por la WFPC2, F656N (Hα) y F487N (Hβ), se les
debe restar la emisión del continuo.
El proceso utilizado para obtener imágenes de Hα y Hβ en emisión es el siguiente
(todas las imágenes usadas fueron las obtenidas por la WFPC2):
Primero se obtienen las imágenes de Hα y Hβ debidas al continuo a partir de
la emisión del continuo en las bandas F814W y F547M, respectivamente, tal y
como muestran las siguientes ecuaciones
Hαcontinuo =
F 814W
F lux ratio Hα
y
Hβcontinuo =
F 547M
F lux ratio Hβ
(4.4)
46
3
3
2
γ 2 = Hβ − V
γ = Hα −I
2
1
0
1
0
−1
1
2
0.0
γ = α + β(V−I)
α = −0.29
β =0.549
0.5
1.0
1.5
2.0
V−I
2.5
3.0
3.5
−2
4.0
−3
0.0
γ2 = α2 + β2(V − I)
α2 = −0.548
β2 = 0.528
0.5
1.0
1.5
2.0
2.5
V −I
(a)
(b)
Figura 4.6: Diagramas color-color donde se realizó el ajuste de mı́nimos cuadrados
para calcular los coeficientes α y β que describen la relación lı́neal color-F lux ratio.
(a) F lux ratio Hα. (b) F lux ratio Hβ.
donde F lux ratio Hα y F lux ratio Hβ son imágenes que se construyen con
F 814W
F lux ratio Hα = 100.4(α+β(2.5 log F 547M +mZ2 )−mZ1 )
F 814W
F lux ratio Hβ = 100.4(α2 +β2 (2.5 log F 547M +mZ2 )−mZ3 )
(4.5)
(4.6)
Cabe destacar que con este método se emplea un F lux ratio que es dependiente del color, generalmente otros autores usan F lux ratios constantes independientes del color. Ası́, con nuestro método hacemos una mejor estimación del
continuo estelar.
La ecuaciones 4.5 y 4.6 expresan al F lux ratio Hα y F lux ratio Hβ respectivamente, donde mZ1 = mZP Hα −mZP I = −4.095; mZ2 = mZP V −mZP I = 0.017
y mZ3 = mZP Hβ − mZP V = −4.296 son restas de los Zero Point para los filtros
Hβ, V, Hα e I (Tabla 3.4).
Para calcular cada F lux ratio es necesario determinar los coeficientes α y β
de las ecuaciones 4.5 y 4.6. α y β describen la relación lı́neal color-F lux ratio.
Para hallar estos coeficientes se hicieron diagramas color-color (Figura 4.6) utilizando las magnitudes de las fuentes que fueron detectadas por SExtractor en
los filtros I, Hα, V y Hβ. Estas son fuentes sin lı́nea de emisión (estrellas o
cúmulos globulares). Especı́ficamente se utilizaron fuentes fuera del centro de
NGC 3077, fuera del cı́rculo de radio de 1600 y centrado en AR = 150.82785◦ ,
47
(a)
(b)
Figura 4.7: Ubicación de las fuentes usadas en los ajustes (puntos fuera del cı́rculo
verde), superpuestas en la imagen sum wfpc2.fits de NGC 3077. (a) Fuentes cuyas
magnitudes son usadas en el diagrama de la Fig4.6(a). (b) Fuentes cuyas magnitudes
son usadas en el diagrama de la Fig4.6(b).
Dec = 68.733546◦ ; esto se hizo para evitar en lo posible fuentes con alta extinción. La Figura 4.7 muestra las fuentes que fueron seleccionadas después de
haber eliminado aquellas con alta incertidumbre en su magnitud y aquellas que
no cumplı́an con la relación lı́neal esperada.
En la Figura 4.6(a) se muestra el diagrama color-color empleado para calcular
α y β de F lux ratio Hα. Se utilizaron los colores Hα−I = γ vs V −I y a partir
de la relación lı́neal color-F lux ratio se usó la ecuación γ = α + β(V − I) y se
hizo un ajuste de mı́nimos cuadrados para obtener los valores α = −0.290 y
β = 0.549. En la Figura 4.6(b) se muestra el diagrama color-color para calcular
α2 y β2 de F lux ratio Hβ. Se utilizaron los colores Hβ − V = γ2 vs V − I y se
usó la ecuación γ2 = α2 + β2 (V − I) para obtener mediante ajuste de mı́nimos
cuadrados los valores α2 = −0.548 y β2 = 0.528.
Posteriormente se hace la resta a las imágenes de Hα y Hβ las imágenes de
continuo: Hαemision = Hα − Hαcontinuo y Hβemision = Hβ − Hβcontinuo .
Los mapas de la emisión de Hα y Hβ de la galaxia NGC 3077 son mostrados
en la Figura 4.8. En estos mapas se han superpuesto los cúmulos más brillantes
que I = 20 mag.
48
Figura 4.8: Imagen de la emisión de Hα (superior) y de Hβ (inferior) en NGC 3077.
Los cúmulos estelares más brillantes que I = 20 mag están superpuestos (cı́rculos
verdes).
49
Para calcular el enrojecimiento E(B − V ) se utilizó la definición estandar (ecuación 1 de Calzetti 1997):
log(Robs /Rint )
(4.7)
0.4[k(λa ) − k(λb )]
donde Ha y Hb son dos lı́neas de emisión de Hidrógeno con cociente intrı́nseco
Rint y cociente observado Robs , y k(λ) es la curva de extinción medida en la longitud
de onda de la lı́nea de emisión. La curva k(λ) es definida como la extinción total a la
selectiva del gas, A(λ)/E(B − V ), donde A(λ) es la atenuación en magnitudes. Para
calcular el enrojecimiento usaremos el cociente Hα/Hβ, el valor adoptado para la
extinción diferencial es k(Hβ) − k(Hα) = 1.17 (Calzetti, 1997) y tomamos un valor
teórico de Rint = 2.75 (para un temperatura T = 2 × 104 K y una densidad de
n = 102 cm−3 , Osterbrock & Ferland 2006).
El mapa de enrojecimiento E(B − V ) que se muestra en la Figura 4.9 se obtuvo
utilizando las imágenes de emisión de Hα y de Hβ y aplicando la ecuación 4.7.
E(B − V )Ha /Hb =
E
N
10 arcsec
-13
-11
-9.1
-7.1
-5.1
-3
-1
1
3
5.1
7.1
Figura 4.9: Mapa de enrojecimiento E(B − V ) de NGC 3077, se obtuvo empleando
Hα/Hβ.
Para pasar de c/s a flujo (erg cm−2 s−1 Å−1 ) se necesita multiplicar por el factor PHOTFLAM, para la imagen del filtro F656N y chip 3 de WFPC2 el valor es
50
3000
0.43 mag
2500
N
2000
1500
1000
500
0
0.0
0.5
1.0
1.5
2.0
E(B−V)
2.5
3.0
3.5
4.0
Figura 4.10: Histograma de la distribución de los valores de E(B − V ) del centro de
NGC 3077 (dentro de un cuadro de 5400 de lado y centrado en AR = 150.82922◦ ,
Dec = 68.734184◦ ). El máximo se encuentra en E(B − V ) ≈ 0.4 mag.
1.461 × 10−16 y para el filtro F487N y chip 3 de WFPC2 el valor es 3.858 × 10−16
(http://www.stsci.edu/hst/wfpc2/analysis/wfpc2 photflam.html), finalmente se obtiene el flujo integrado multiplicando al flujo obtenido por el ancho efectivo de cada
filtro y ası́ quitar la dependencia con la longitud de onda, para la imagen del filtro
F656N el wef f es 28.30 Å, para el filtro F487N el wef f es 33.81 Å. Finalmete se aplica
la ecuación 4.7.
La Figura 4.10 muestra la distribución de valores de E(B − V ) para el centro de
NGC 3077, el valor que más se repite (moda) es E(B − V ) = 0.43 mag. El valor de
la mediana corresponde a 0.71 mag.
Se consultó la base de datos del proyecto SDSS (Sloan Digital Sky Survey del Data
Release 12 ) para obtener datos espectroscópicos de la galaxia NGC 3077 y comparar
el enrojecimiento calculado a partir de las mediciones de los flujos de las lı́neas Hα y
Hβ de esta base de datos (http://dr12.sdss3.org/spectrumDetail?mjd=54478&fiber=
51
Mediciones
Esta Tesis
SDSS
Hα (erg cm−2 s−1 )
2.071 × 10−13
±1.1 × 10−15
2.003 × 10−13
±4.3 × 10−15
Hβ (erg cm−2 s−1 )
4.722 × 10−14
±8.3 × 10−16
5.113 × 10−14
±1.1 × 10−15
E(B − V ) (mag)
0.433
±0.017
0.328
±0.028
Tabla 4.1: Esta Tabla muestra el enrojecimiento calculado a partir de nuestras mediciones en los mapas de Hα y Hβ en emisión y los datos reportados por el SDSS.
120&plateid=1879) con el enrojecimiento calculado a partir de las imágenes de la
Figura 4.8. El espectrógrafo de Sloan opera mediante una fibra óptica. La fibra tiene
un diámetro de 300 (180µm), cubre el intervalo espectral de 3800 − 9200 Å y tiene una resolución de 1500 en 3800 Å y 2500 en 9000 Å, la fibra fue centrada en:
AR = 150.83046◦ y Dec = 68.734521◦ . De esta observación fue posible tener la medición de la emisión de Hα y Hβ. La Tabla 4.1 muestra las comparaciones de las
mediciones de Sloan y la nuestra, nuestra medición se realizó empleando el área de
un cuadro centrado en la misma coordenada que la fibra de Sloan y de 2.800 de lado.
Para determinar E(B − V ), en ambos casos se utilizó la ecuación 4.7.
Para calcular el enrojecimiento E(B − V ) de cada uno de los cúmulos estelares
seleccionados, se realizó la fotometrı́a a las imágenes de Hα y Hβ en emisión. La
fotometrı́a se realizó con la tarea PHOT de IRAF teniendo en cuenta las siguientes
consideraciones: se hizo la fotometrı́a a varias aperturas, de 1 a 5 pixeles de radio, el valor del cielo fue calculado tomando la mediana (parámetro salgorithm), se
tomó un radio interno (annulus) de 10 pixeles y se tomó el ancho del anillo (dannulus) concéntrico con las aperturas donde se va a medir el valor del fondo de cielo de
3 pixeles y los valores de Zero Point correspondientes (Hα y Hβ) que se encuentran
en la Tabla 3.4. Los parámetros que resultan de ejecutar esta tarea para cada uno de
los objetos son: SUM (valor total de cuentas a una apertura dada), AREA (área de
la apertura), FLUX (F LU X = SU M − AREA × f ondo cielo), MAG (magnitud),
entre otros.
Para obtener un valor de emisión de Hα y Hβ se realizó un análisis visual en
las Figuras 4.8 y 4.9 teniendo en cuenta la ubicación del objeto y su tamaño en
el subcatálogo de g 0 . Algunos objetos que están lejos del centro de NGC 3077 no
tienen emisión de Hα o Hβ (no tienen nebulosidad), por lo que no se pudo calcular
E(B − V ), ası́ que hemos supuesto que E(B−V ) = 0. Se calcularon los flujos integrados usando los PHOTFLAM y ωe f f correspondientes para aplicar la ecuación 4.7.
Para hacer la corrección por extinción usamos la curva de extinción de Calzetti
et al. (2000), k 0 (λ) = A0 (λ)/Es (B − V ), donde el enrojecimiento del continuo estelar
Es (B − V ) está ligado al enrojecimiento derivado de las lı́neas de emisión del gas
nebular E(B − V ) mediante Es (B − V ) = (0.44 ± 0.03)E(B − V ). La expresión para
k 0 (λ) es,
52
k 0 (λ) = 2.659(−1.857 + 1.040/λ) + RV0 ,
(4.8)
para 0.63 µm≤ λ ≤ 2.20 µm;
k 0 (λ) = 2.659(−2.156 + 1.509/λ − 0.198/λ2 + 0.011/λ3 ) + RV0 ,
(4.9)
A0 (I) = k 0 (I) × 0.44 × E(B − V ) = 1.12[E(B − V ) − E(B − V )M W ]
(4.10)
A0 (V ) = k 0 (V ) × 0.44 × E(B − V ) = 1.64[E(B − V ) − E(B − V )M W ]
(4.11)
A0 (g 0 ) = k 0 (g 0 ) × 0.44 × E(B − V ) = 2.07[E(B − V ) − E(B − V )M W ]
(4.12)
para 0.12 µm≤ λ‘ 0.63 µm y RV0 = 4.05.
Para el filtro I, k 0 (I) = 2.5433, para el filtro V, k 0 (V ) = 3.7353 y para el filtro g 0 ,
0 0
k (g ) = 4.7094. Las correcciones por extinción en los filtros son las siguientes:
El enrojecimiento que afecta a cada objeto tiene su contribución debido a la
Vı́a Láctea. Sin embargo, debido a que ya se habı́a tomado en cuenta esta efecto
su contribución no aparece en las ecuaciones 4.10, 4.11 y 4.12. En la Tabla B.1 del
Apéndice B se muestran las magnitudes y colores corregidos.
4.2.2.
Estimación de la Edad
Después de haber hecho la corrección por extinción, se utilizó un diagrama colorcolor, para encontrar la edad de los cúmulos estelares seleccionados. La determinación de la edad para cada uno fue realizada manualmente ubicando su posición en
el diagrama, ası́ como su ubicación en la galaxia. La Figura 4.11 muestra el diagrama color-color V − I vs g 0 − I, de los cúmulos seleccionados. Los cı́rculos abiertos
representan las magnitudes sin la corrección por extinción de NGC 3077, ni la debida a la Vı́a Láctea. Los cı́rculos rellenos representan a las magnitudes corregidas
por la extinción. Los cı́rculos rellenos que además tienen una estrella roja son aquellos objetos (sin nebulosidad) a los que no medimos enrojecimiento y lo suponemos
E(B − V ) = 0. En el análisis que se hizo dos objetos (ID = 9312 y 9068) resultaron
ser mas de una población estelar, por tal motivo no se les asignó ninguna edad y
no aparecen en la Figura 4.11. Cuatro objetos (ID = 14732, 8333, 5963 y 6932)
tienen un color g 0 − I > 2.5 mag, por lo que se localizan lejos del modelo de Girardi
et al. 2002 y por lo tanto no se les asignó edad. El objeto ID = 8333 es el más
brillante en la banda I, se encuentra en el centro de NGC 3077, es el único de los
cuatro que tuvo un E(B − V ) > 0 y además, ya que la escala de imagen de WFPC2
53
es menor que la de ACS, forma parte del cúmulo que fue catalogado como ID = 1
por Harris et al. 2004 (Sección 1.3.1). Los otros tres objetos se encuentran fuera del
centro de NGC 3077, son de interés ya que tienen las caracterı́sticas morfológicas de
los cúmulos globulares pero son más rojos de lo esperado.
3.0
2.5
V −I
2.0
1.5
1.0
5 Myr
10 Myr
100 Myr
500 Myr
1 Gyr
10 Gyr
0.5
0.0
−0.5
−1
0
1
2
3
4
5
0
g −I
Figura 4.11: Diagrama color-color para los cúmulos estelares más brillantes de I = 20
mag. Los cı́rculos abiertos representan las magnitudes sin ninguna corrección por
extinción, los cı́rculos rellenos representan las magnitudes corregidas por extinción
y los objetos con la estrella roja son aquellos sin nebulosidad por lo que suponemos
E(B − V ) = 0. La traza evolutiva (lı́nea discontinua) corresponde a modelos de
Girardi et al. 2002 con Z = 0.019.
En la Tabla B.1 se muestran las edades para todos los cúmulos estelares seleccionados.
54
4.2.3.
Estimación de la Masa
16
5 × 104 M
104 M
2.5 × 104 M
10 Gyr
−11
17
7 × 106 M
10 Myr
18
−10
5 Myr
MI
I
3 × 106 M
−9
19
106 M
100 Myr
−8
20
−0.5
0.0
0.5
1.0
1.5
2.0
2.5
3.0
g0 − I
Figura 4.12: Diagrama color-magnitud de los cúmulos estelares seleccionados. Los
cı́rculos abiertos representan las magnitudes sin ninguna corrección por extinción,
los cı́rculos rellenos representan las magnitudes corregidas por extinción, los objetos
con la estrella roja son aquellos sin nebulosidad por lo que suponemos E(B −V ) = 0.
Se muestran trazas evolutivas para SSPs con masas de 5, 2.5 y 1 × 104 M , en el
intervalo de 4 × 106 − ∼ 1 × 108 años. Además se agregan tres modelos con edad de
1010 años y masas de 1, 3 y 7 × 106 M .
Una vez estimada la edad de los cúmulos estelares seleccionados se utiliza el
CMD, I vs g 0 − I, para determinar la masa de estos objetos. La determinación de la
masa para cada uno fue realizada uno por uno ubicando su posición en el CMD y
ajustando modelos de SSPs, hasta que coincidiera la edad estimada. La Figura 4.12
55
muestra el CMD I vs g 0 − I donde se muestran los cúmulos estelares. Los cı́rculos
abiertos representan las magnitudes sin ninguna corrección, es decir, sin la corrección
por extinción de NGC 3077 ni la de la Vı́a Láctea. Los cı́rculos rellenos representan
a las magnitudes corregidas por la extinción de NGC 3077 y la de la Vı́a Láctea.
Los cı́rculos rellenos que además tienen una estrella roja son aquellos objetos (sin
nebulosidad) a los que supusimos E(B − V ) = 0. La Masa para todos los cúmulos
estelares se muestra en la Tabla B.1.
Finalmente, vamos a hacer una comparación entre los resultados obtenidos en
este trabajo con los resultados reportados por Harris et al. 2004. En la Tabla 4.2 se
muestra la comparación de los valores obtenidos de E(B −V ), masa y edad obtenidos
en esta tesis y los reportados por Harris et al. 2004. Además, en las siguientes Figuras
se compara cada parámetro. En la Figura 4.13 se muestra una comparación entre
los valores del E(B − V ) calculado en este trabajo con los cúmulos reportados por
Harris et al. 2004, los ID de este trabajo son mostrados. En esta gráfica se pude
ver que los valores son similares, a pesar de que Harris y colaboradores utilizaron un
factor constante (F lux ratio) para obtener la emisión de Hα y Hβ.
En la Figura 4.14 se muestra la Masa calculada en este trabajo de los cúmulos
reportados por Harris y colaboradores. Las masas en general son del mismo orden,
excepto el cúmulo ID = 1 de Harris y colaboradores, que como ya se habı́a mencionado, son dos o más objetos, a sus cúmulos ID = 49, 50 y 54 no les estimaron
masa.
En la Figura 4.15 se muestra la Edad calculada en este trabajo de los cúmulos
reportados por Harris y colaboradores.
ID
Esta tesis
E(B − V )
mag
Masa
M
Edad
años
9053
11933
9319
9087
7990
9393
7930
8955
9294
9298
10514
9275
7749
9236
0.46
0.00
0.13
1.15
0.92
0.17
0.72
0.26
0.92
0.47
0.46
0.63
1.68
0.98
5 × 104
7 × 104
6 × 104
2 × 104
2 × 104
3 × 104
5 × 104
104
2 × 104
104
104
104
5 × 104
5 × 104
107
108
108
5 × 106
107
107
107
107
5 × 106
5 × 106
5 × 106
107
107
107
ID
Harris et
al. (2004)
1
3
4
5
6
7
11
24
26
27
28
49
50
54
E(B − V )
mag
Masa
M
Edad
años
0.70
0.06
0.28
0.06
1.65
0.06
0.70
0.49
0.61
0.06
0.27
0.15
0.35
0.06
2.18 × 105
7 × 104
6.7 × 104
3.3 × 104
2.2 × 104
2 × 104
1.6 × 104
6 × 103
6 × 103
5 × 103
5 × 103
-
1.4 × 107
1.13 × 108
7 × 107
6.8 × 107
6 × 106
6 × 106
8 × 106
6 × 106
7 × 106
6 × 106
7 × 106
6 × 106
6 × 106
2.1 × 107
Tabla 4.2: Valores de E(B −V ), Masa y Edad de los cúmulos en común entre nuestro
trabajo y los de Harris et al. (2004). Las primeras cuatro columnas corresponden a
nuestros resultados.
56
1.8
7749
1.6
E(B−V)Esta Tesis (mag)
1.4
1.2
9087
1.0
9236
9294
0.8
0.4
0.2
9393
0.0
11933
0.2
0.2
7930
9275
9298 10514
0.6
0.0
9319
0.2
0.4
7990
9053
8955
0.6
0.8
1.0
1.2
1.4
E(B−V)Harris et al. (mag)
1.6
1.8
Figura 4.13: Gráfica comparativa del E(B − V ) que calculamos para los cúmulos
estelares que reporta Harris et al. 2004. Los ID de esta tesis son mostrados.
5.5
log(Masa)Esta Tesis (M ¯)
5.0
7930
4.5
4.0
3.5
3.5
11933
9319
9053
9393
9294
7990 9087
9298
8955
10514
4.0
4.5
log(Masa)Harris et al. (M ¯ )
5.0
5.5
Figura 4.14: Gráfica comparativa de la Masa que calculamos para los cúmulos
estelares que reporta Harris et al. 2004
57
4.3. RESULTADOS
8.2
9319
log(Edad)Esta Tesis (años)
8.0
11933
7.8
7.6
7.4
7.2
7.0
6.8
6.6
6.6
7749
7990 8955 7930
9393 9275
9053
9298
9294
10514
6.8
7.0
9236
9087
7.2
7.4
7.6
log(Edad)Harris et al. (años)
7.8
8.0
8.2
Figura 4.15: Gráfica comparativa de la Edad que calculamos para los cúmulos
estelares que reporta Harris et al. 2004.
4.3.
Resultados
Nuestro trabajo reporta por primera vez los resultados de hacer una búsqueda
cuidadosa de todo tipo de cúmulo estelar en la galaxia irregular NGC 3077.
Hemos encontrado en la galaxia NGC 3077 922 candidatos de cúmulo estelar.
Sı́ limitamos nuestra muestra a aquellos objetos con magnitud I < 22 mag el catálogo
se reduce a 500 cúmulos estelares, esta población claramente puede ser dividida en
una subpoblación azul y en otra subpoblación roja (Figura 4.2), lo cual nos indica la
existencia de una población jóven y de una población vieja. Aunque algunos de los
objetos de la subpoblación roja pueden tener este color debido a la extinción, otros
seguramente son candidatos a ser cúmulos globulares.
Debido a la complejidad de la estructura de esta galaxia decidimos determinar la
edad y la masa solo para los objetos más brillantes (I < 20 mag). Son 31 cúmulos
los que cumplen esta condición, sin embargo, únicamente se obtuvo la edad y masa
de 25 cúmulos estelares. Dos objetos de los seis a los que no se les pudo determinar
edad y masa están formados por dos o más poblaciones estelares. Los cuatro objetos
restantes de los que no se les pudo determinar edad y masa son objetos muy rojos, que
en general no tienen nebulosidad y los modelos teóricos que empleamos no los pueden
caracterizar. Éstos últimos objetos son de gran interés ya que tienen morfologı́a de
cúmulos globulares pero su color muestra discrepancia.
58
La Figura 4.16 muestra la masa y edad de los cúmulos estelares más brillantes. Se
nota la presencia de cúmulos estelares jóvenes ası́ como de cúmulos globulares. Los
cúmulos con edad de ∼ 108 años podrı́an estar relacionados a la interacción de M81
con NGC 3077. En la Figura podemos notar dos importantes eventos de formación
estelar. En el evento más reciente no hemos podido encontrar cúmulos estelares con
alta masa (M > 105 M ). También podemos ver que en el caso de cúmulos viejos
no encontramos cúmulos estelares de baja masa, lo cual concuerda con los procesos
evolutivos de estos agregados estelares.
10.5
10.0
log(Edad) (años)
9.5
9.0
8.5
8.0
7.5
7.0
6.5
3.5
4.0
4.5
5.0
5.5
log(Masa) (M ¯)
6.0
6.5
7.0
Figura 4.16: Gráfica de la Edad vs Masa de los cúmulos más brillante. Los circulos
abiertos representan cada uno de nuestros 25 cúmulos (hemos cambiado ligeramente
la edad o la masa de algunos cúmulos para que se pueda notar su presencia en la
figura).
59
4.4. ANÁLISIS DE COLORES EN NGC 5253
45
I < 21.5 mag
40
35
30
N
25
20
15
10
5
0
1
0
1
2
B−I
3
4
5
Figura 4.17: Histograma de la distribución de los valores de color B−I de la población
de cúmulos estelares en NGC 5253. La muestra se divide en dos poblaciones, una
población de 237 cúmulos azules con B − I menor a 1.5 y la otra de 222 cúmulos
rojos con B − I mayor a 1.5.
4.4.
Análisis de colores en NGC 5253
Para NGC 5253 se tomó un enrojecimiento E(B − V )M W = 0.0556 ± 0.0007 mag
(Schlegel et al., 1998), una razón entre extinción y enrojecimiento de RV = 3.1.
De la ley de extinción de Cardelli et al. (1989), se tiene que; A(I)/A(V ) = 0.5595,
A(V 00 )/A(V ) = 1.0295, A(B)/A(V ) = 1.3648. Las correcciones en las magnitudes
para los filtros debido al enrojecimiento están dadas por
AI = 3.1 × A(I)/A(V ) × E(B − V )M W
(4.13)
AV = 3.1 × A(V 00 )/A(V ) × E(B − V )M W
(4.14)
60
AB = 3.1 × A(B)/A(V ) × E(B − V )M W
(4.15)
Para el filtro U. Se tiene que A(U )/A(V ) = 2.0296 y por lo tanto su corrección
en la magnitud está dada por AU = 3.1 × A(U )/A(V ) × E(B − V )M W .
En la galaxia NGC 5253 hemos encontrado 1647 candidatos a cúmulo estelar.
Debido a que los objetos más débiles podrı́an ser otro tipo de objeto, como estrella,
entonces decidimos analizar solo a los candidatos con I < 21.5 mag, con ello podemos
estar más seguros que se trata de una población de cúmulos estelares. La Figura 4.17
muestra la distribución de color de la población de cúmulos estelares seleccionados
en este trabajo. Los objetos de la muestra se encuentran en el intervalo −0.5 mag
< B − I < 5.2 mag y parecen estar divididos en dos poblaciones a B − I ∼ 1.5 mag.
Existen 222 cúmulos estelares con color B − I mayor que 1.5 mag y 237 cúmulos
estelares con color B − I menor que 1.5 mag.
4.5.
Estimación de Edades y Masas en NGC 5253
Se utilizaron modelos evolutivos teóricos basados en Girardi et al. (2002) calculados mediante la página CMD 2.7 input form. Los modelos de SSPs fueron calculados bajo los siguientes argumentos: se consideró una metalicidad menor a la solar,
Z=0.008 (metalicidad que ha sido reportada para esta galaxia, Martin 1997) y una
IMF de Salpeter (1955).
61
4.5. ESTIMACIÓN DE EDADES Y MASAS EN NGC 5253
5 × 104M
−12
2.5 × 103M
104M
2 Gyr
5 × 103M
17
8 Myr
18
−11
1.5 × 106 M
−10
I
AV = 1 mag
−9
5 × 105 M
19
100 Myr
MI
16
−8
20
500 Myr
1 Gyr
21
0
1
−7
105 M
2
3
4
5
B−I
Figura 4.18: CMD de la población de cúmulos estelares en NGC 5253. Trazas evolutivas para SSPs con masa de 5 × 104 − 2.5 × 103 M en el intervalo de edad de
4 × 106 − 109 años reproduce los colores de la población de candidatos a cúmulos
estelares azules (cuadros azules). Mientras que los candidatos a cúmulos estelares rojos (cı́rculos rojos) ajustan con una traza evolutiva de 2 × 109 años (excepto aquellos
con B − I > 2.5 mag) en un intervalo de masa de 105 − 1.5 × 106 M . Se muestra un
vector de extinción AV = 1 mag.
La Figura 4.18 muestra el CMD de los cúmulos estelares de nuestros subcatálogos.
En este CMD se notan dos poblaciones considerando que la separeción se debe a
la edad de los candidatos, es decir, pertenecen a dos épocas de formación estelar
diferentes, pero debido a que en la galaxia NGC 5253 hay regiones con alta extinción
los objetos rojos podrı́an ser jóvenes con alta extinción. En la Figura 4.19 se muestra
la ubicación en la galaxia de los cúmulos estelare azules y rojos. Del lado izquierdo
del CMD se muestran cuatro trazas asociadas a SSPs con metalicidad de Z=0.008 y
62
masa de 5×104 M , 104 M , 5×103 M y 2.5×103 M . Las trazas cubren un intervalo
de edades de 4 × 106 − 109 años. Del lado derecho CMD se marcaron modelos de SSP
con metalicidad Z = 0.008. Estos modelos tienen una edad de 2 × 109 años y cubren
un intervalo de masa de 105 − 1.5 × 106 M .
Si la mayorı́a de los cúmulos azules tuvieran masa de 5 × 104 M sus edades
podrı́an ser de ∼ 5 × 108 años. Sin embargo, si los cúmulos son menos masivos que
104 M , ellos podrı́an ser cúmulos formados en los últimos 5 × 107 años, en ambos
casos serı́a improbable que estén relacionados con el evento de interacción con M83
(van den Bergh, 1980).
Algunos cúmulos rojos tienen colores B − I más rojos que los esperados para
cúmulos globulares B − I > 2.5 mag, estos objetos podrı́an ser cúmulos globulares
con extinción. Si a los cúmulos rojos los asociamos a una traza de 2 × 109 años, sus
masas podrı́an estar en el intervalo de 105 − 1.5 × 106 M . Estas masas son similares
a los valores de los cúmulos globulares de la Vı́a Láctea y la edad podrı́a coincidir
con la época de interacción de NGC 5253 con M83.
Al igual que para NGC 3077 también es necesario romper la degeneración edadextinción (Figura 4.20) para el calculo de la edad y se realiza el mismo procedimiento.
Para este caso se analizarán cada uno de los cúmulos estelares más brillantes que
I = 19 mag
4.5. ESTIMACIÓN DE EDADES Y MASAS EN NGC 5253
63
Figura 4.19: Distribución espacial de los cúmulos estelares azules (I < 21.5 mag
y B − I < 1.5 mag) (superior) y de los cúmulos estelares rojos (I < 21.5 mag y
B − I > 1.5 mag) (inferior) superpuestos en la imagen V (F555W) obtenida con la
ACS de NGC 5253.
64
4
3
AV = 1 mag
V −I
2
1
10 Gyr
1 Gyr
8 Myr
500 Myr
100 Myr
0
Traza Evolutiva
−1
−2
−1
0
1
2
3
4
5
6
B−I
Figura 4.20: Diagrama color-color de los cúmulos estelares de NGC 5253. Los cúmulos
estelares con B − I < 1.5 mag se muestran como cuadros azules y aquellos con
B − I > 1.5 mag se muestran como cı́rculos rojos. La degeneración edad-extinción
no permite inferir la edad de los cúmulos estelares sin ambigüedad. La traza evolutiva
para una SSP de Girardi et al. (2002) es mostrada como la lı́nea a trozos.
4.6.
Estimación de las Edades y Masas para los
Cúmulos Estelares más Brillantes de NGC 5253
Los cúmulos estelares más brillantes que I = 19 mag son en total 22 objetos, en
la Figura 4.21 se muestran todos estos objetos junto con una traza evolutiva para
una SSP con una masa de 5 × 104 M . Se determinará el enrojecimiento E(B − V )
siguiendo el mismo procedimiento que para NGC 3077, es decir, restar el continuo,
65
16.5
5 × 104 M
−11.0
17.0
I
−10.0
18.0
MI
−10.5
8 M yr
17.5
AV = 1 m
−9.5
18.5
−9.0
19.0
0
1
2
3
4
5
B−I
100 M yr
Figura 4.21: CMD de los cúmulos estelares más brillantes que I = 19 mag. Se muestra
una traza evolutiva para una SSP con una masa de 5 × 104 M .
500 M yr
1 Gyr
calcular E(B − V ) y corregir por extinción cada cúmulo para poder determinar la
masa y después la edad.
Para restar el continuo de la imagen de Hα y Hβ de NGC 5253 se utilizó el
mismo proceso realizado a NGC 3077.
En la Figura 4.22(a) se muestra el diagrama color-color empleado para calcular
α y β de F lux ratio Hα. Se utilizaron los colores V − I vs Hα − I = γ, a partir
de la relación lı́neal color-F lux ratio se utilizó la ecuación γ = α + β(V − I) y
se hizo un ajuste de mı́nimos cuadrados para obtener los valores α = −0.390 y
β = 0.490. En la Figura 4.22(b) se muestra el diagrama color-color para calcular α2
y β2 de F lux ratio Hβ. Se utilizaron los colores V − I vs Hβ − V = γ2 y se utilizó la
ecuación γ2 = α2 + β2 (V − I) para obtener los valores α2 = −0.502 y β2 = 0.492.
66
2.0
1.5
1.5
1.0
1.0
γ 2 = Hβ − V
γ = Hα −I
0.5
0.5
0.0
−0.5
0.5
γ = α + β(V−I)
α = −0.39
β =0.49
1.0
1.5
0.5
0.0
0.0
0.5
1.0
V−I
(a)
1.5
2.0
2.5
−1.0
3.0
−1.5
−0.5
γ2 = α2 + β2(V − I)
α2 = −0.502
β2 = 0.492
0.0
0.5
1.0
1.5
2.0
2.5
V −I
(b)
Figura 4.22: Diagramas color-color donde se realizó el ajuste de mı́nimos cuadrados
para calcular los coeficientes α y β que describen la relación lı́neal color-F lux ratio.
(a) F lux ratio Hα. (b) F lux ratio Hβ.
(a)
(b)
Figura 4.23: Ubicación de las fuentes usadas en los ajustes (puntos fuera del cı́rculo
verde), superpuestas en la imagen sum wfpc2.fits de NGC 5253. (a) Fuentes cuyas
magnitudes son usadas en el diagrama de la Fig4.22(a). (b) Fuentes cuyas magnitudes
son usadas en el diagrama de la Fig4.22(b).
Las fuentes cuyas magnitudes se utilizaron para hacer los ajustes en los diagramas
color-color de tomaron fuera del centro de NGC 5253, fuera del cı́rculo de radio=2600
y centrado en AR = 204.98271◦ , Dec = −31.642453◦ para evitar en lo posible
67
fuentes con alta extinción. Estas son fuentes sin lı́nea de emisión (estrellas o cúmulos
globulares) La Figura 4.23 muestra las fuentes que fueron seleccionadas después de
haber eliminado aquellas con alta incertidumbre en su magnitud y aquellas que no
cumplı́an con la relación lı́neal esperada.
Se realiza la resta a las imágenes de Hα y Hβ las imágenes de continuo:
Hαemision = Hα − Hαcontinuo y Hβemision = Hβ − Hβcontinuo .
Debido a la velocidad de recesión de NGC 5253 (∼ 407 km/s) fue necesario hacer
una corrección para la imagen de emisión Hα, se hizó la misma corrección realizada
para M83 por Harris et al. 2001 ya que pertenecen al mismo grupo. Se removió el 15 %
de la emisión debido a que la lı́nea de emisión [NII] λ6548 cae dentro del pasabanda
del filtro. Y debido a que la lı́nea de Hα se desplaza hacia la ala roja de F656N
se agregó un 25 % para recuperar el flujo de lı́nea. Para Hβ no se realizó ninguna
corrección.
Los mapas de la emisión de Hα y Hβ son mostrados en las Figuras 4.24 y
4.25 respectivamente. En estos mapas se han superpuesto los cúmulos estelares más
brillantes.
Figura 4.24: Imagen de la emisión de Hα de NGC 5253. Los cúmulos estelares más
brillantes que I = 19 están superpuestos (cı́rculos verdes).
68
Figura 4.25: Imagen de la emisión de Hβ de NGC 5253. Los cúmulos estelares más
brillantes que I = 19 mag están superpuestos (cı́rculos verdes).
Para calcular el enrojecimiento en la galaxia NGC 5253 se utilizó la ecuación
4.7 y las mismas consideraciones que para NGC 3077. El mapa de enrojecimiento
E(B − V ) que se muestra en la Figura 4.26 se obtuvo utilizando las imágenes de
emisión de Hα y de Hβ de NGC 5253. La Figura 4.27 muestra la distribución de
valores de E(B − V ), en el centro de NGC 5253. Su moda es E(B − V ) = 0.18 mag.
El valor de la mediana corresponde a 0.39 mag.
Para calcular el enrojecimiento de cada uno de los cúmulos estelares más brillantes
se usó el mismo proceso que para NGC 3077 (también los mismos parámetros de
PHOT). Los valores obtenidos de E(B −V ) se muestran en la Tabla B.3 del Apéndice
B.
69
E
N
10 arcsec
-0.00088
0.0067
0.022
0.053
0.11
0.24
0.48
0.96
1.9
3.9
7.7
Figura 4.26: Mapa de enrojecimiento E(B − V ) de NGC 5253, se obtuvo empleando
Hα/Hβ. Color blanco significa más extinción.
70
12000
0.18 mag
10000
N
8000
6000
4000
2000
0
0.0
0.5
1.0
1.5
E(B−V)
2.0
2.5
3.0
Figura 4.27: Histograma de la distribución de los valores de E(B − V ) del centro de
NGC 5253 (dentro de un cuadro de 5800 de lado y centrado en AR = 204.98322◦ ,
Dec = −31.641048◦ ). El máximo se encuentra en E(B − V ) ≈ 0.2 mag.
Se hizo la corrección por extinción siguiendo las ecuaciones 4.8 y 4.9. En este
caso tenemos los siguientes valores para el filtro I, k 0 (I) = 2.5433; para el filtro
V, k 0 (V ) = 4.1608; para el filtro B, k 0 (B) = 5.1498 y para k 0 (U ) = 7.4295. Las
correcciones en las magnitudes estarán dadas por las siguientes ecuaciones;
A0 (I) = k 0 (I) × 0.44 × E(B − V ) = 1.12[E(B − V ) − E(B − V )M W ]
(4.16)
A0 (V ) = k 0 (V ) × 0.44 × E(B − V ) = 1.83[E(B − V ) − E(B − V )M W ]
(4.17)
A0 (B) = k 0 (B) × 0.44 × E(B − V ) = 2.27[E(B − V ) − E(B − V )M W ]
(4.18)
71
y
A0 (U ) = k 0 (U ) × 0.44 × E(B − V ) = 3.27[E(B − V ) − E(B − V )M W ]
(4.19)
El enrojecimiento que afecta a cada objeto tiene su contribución debido a la Vı́a
Láctea. Sin embargo, debido a que ya se habı́a tomado en cuenta este efecto su
contribución no aparece en las ecuaciones 4.16, 4.17, 4.18 y 4.19. En la Tabla B.3 del
Apéndice B se muestran las magnitudes y colores corregidos.
4.6.1.
Estimación de la Edad
El método empleado fue similar al que se usó en NGC 3077. Se utilizó el diagrama color-color, V − I vs B − I, para encontrar la edad de los cúmulos estelares más
brillantes. La Figura 4.28 muestra el diagrama color-color donde se se muestran a los
cúmulos estelares más brillantes. Los cı́rculos abiertos representan las magnitudes
sin ninguna corrección, es decir, sin la corrección por extinción de NGC 5253, ni la
debida a la Vı́a Láctea. Los cı́rculos rellenos representan a las magnitudes corregidas
por la extinción. Los cı́rculos rellenos que además tienen una estrella roja son aquellos objetos que no tienen nebulosidad por lo que asumimos E(B − V ) = 0. En el
análisis realizado cuatro objetos (ID = 25519, 16975, 16988 y 16933) resultaron estar
formados por mas de una población estelar, por tal motivo no se les asignó ninguna
edad y no aparecen en el diagrama. Cuatro objetos más (ID = 17707, 17151, 3742
y 19875) tienen un color B − I > 2.5 mag, por lo que aún quedan lejos del modelo
de Girardi et al. 2002 y por lo tanto no se les asignó edad. El objeto ID = 3742 se
encuentra lejos del centro de NGC 5253, fue el único de los cuatro objetos que tuvo
E(B − V ) = 0, el objeto ID = 17151 se encuentra en el centro de NGC 5253, mientras que los dos restantes se encuentran en la periferia, estos objetos son de interés,
sobre todo 3742 ya que tienen apariencia de cúmulos globulares pero son más rojos
de lo esperado.
72
2.5
2.0
V −I
1.5
1.0
5 Myr
10 Myr
100 Myr
500 Myr
1 Gyr
10 Gyr
0.5
0.0
−0.5
−0.5
0.0
0.5
1.0
1.5
2.0
2.5
3.0
3.5
4.0
B−I
Figura 4.28: Diagrama color-color para los cúmulos estelares más brillantes de I = 19
mag. Los cı́rculos abiertos representan las magnitudes sin ninguna corrección por
extinción, los cı́rculos rellenos representan las magnitudes corregidas por extinción
y los objetos con la estrella roja son aquellos sin nebulosidad por lo que suponemos
E(B − V ) = 0. La traza evolutiva (lı́nea discontinua) corresponde a modelos de
Girardi et al. 2002 con Z = 0.008.
Es importante señalar que esta galaxia tiene una imagen obtenida con el filtro
U. Ası́ que se utilizó un diagrama color-color empleando los resutados obtenidos con
esta imagen. En la Figura 4.29 se muestra el diagrama color-color que sirvió para
romper la degeneración edad-metalicidad, el diagrama muestra a dos trazas evolutivas: la lı́nea discontinua corresponde a una traza evolutiva de metalicidad menor
de la solar (Z = 0.008), la lı́nea de continua corresponde a una traza evolutiva con
una metalicidad solar (Z = 0.019). Se puede ver que los objetos que se encuentran
alrededor del indicador de 107 años para la traza de metalicidad solar no tienen una
73
correspondencia para la traza de metlicidad Z = 0.008, es decir, nunca se acercan a
esa traza.
2.0
1.5
1.0
U −B
0.5
0.0
−0.5
5 Myr
10 Myr
100 Myr
500 Myr
1 Gyr
10 Gyr
−1.0
−1.5
−2.0
−2.5
−0.4
−0.2
0.0
0.2
0.4
0.6
0.8
1.0
1.2
1.4
V −I
Figura 4.29: Diagrama color-color para los cúmulos estelares más brillantes que
I = 19 mag. Los cı́rculos abiertos representan las magnitudes sin ninguna corrección por extinción, los cı́rculos rellenos representan las magnitudes corregidas por
extinción y los objetos con la estrella roja son aquellos sin nebulosidad por lo que
suponemos E(B − V ) = 0. La traza evolutiva con metalicidad Z = 0.008 se muestra
como la lı́nea discontinua, la traza evolutiva con metalicidad solar se muestra como
la lı́nea continua.
En la Tabla B.3 se muestran las edades estimadas de todos los cúmulos estelares
más brillantes.
74
4.6.2.
Estimación de la Masa
Para la estimar la masa de cada uno de los cúmulos estelares seleccionados se
utilizó un CMD, de la misma forma que fue hecho para los cúmulos estelares de
NGC 3077. La Figura 4.30 muestra el diagrama donde se encuentran los cúmulos
estelares más brillantes con metalicidad estimada de Z = 0.008. Los cı́rculos abiertos
representan las magnitudes sin corrección por extinción. Los cı́rculos rellenos
17.0
3 × 104 M
2 Gyr
5 Gyr
1.5 × 104 M
104 M
17.5
−10.5
6 Myr
−10.0
I
MI
18.0
1.5 × 106 M
18.5
10 Myr
6 × 105 M
−9.5
−9.0
19.0
−0.5
0.0
0.5
1.0
1.5
2.0
2.5
3.0
B−I
Figura 4.30: Diagrama color-magnitud de los cúmulos estelares más brillantes de
metalicidad Z = 0.008. Los circulos y estrellas representan lo mismo que en la
Figura 4.29. Se muestran trazas evolutivas de SSPs con masas de 3, 1.5 y 1 × 104 M ,
en el intervalo de 4 × 106 − ∼ 5 × 107 años. Además se agregan dos modelos de SSP,
con edad de 2 × 109 años y 5 × 109 años y masas de 6 × 105 M y 1.5 × 106 M
respectivamente.
75
representan a las magnitudes corregidas por la extinción de NGC 5253 y la de
la Vı́a Láctea. Los cı́rculos rellenos que además tienen una estrella roja son aquellos
objetos que tienen E(B − V ) = 0.
En la Figura 4.31 se muestra el CMD para los objetos a los que se les estimó metalicidad solar.
6 × 104 M
2 × 104 M
4 × 104 M
17.0
17.5
2 Gyr
−11.0
−10.5
2 × 106 M
10 Myr
I
−10.0
18.0
−9.5
18.5
−9.0
19.0
−0.5
MI
16.5
0.0
0.5
1.0
1.5
2.0
2.5
3.0
B−I
Figura 4.31: Diagrama color-magnitud de los cúmulos estelares más brillantes de
metalicidad Z . Los circulos y estrellas representan lo mismo que en la Figura 4.29.
Se muestran trazas evolutivas para SSPs con masas de 6, 4 y 2×104 M en el intervalo
de 4 × 106 − ∼ 108 años. Además se agregó un modelo de SSP con edad de 2 × 109
y masa de 2 × 106 M .
La Masa de los cúmulos estelares en NGC 5253 se muestra en la Tabla B.3.
Finalmente se muestra una comparativa entre resultados obtenidos en este trabajo con resultados de Harris et al. 2004. En la Tabla 4.3 se muestra la comparación
76
ID
Esta tesis
E(B − V )
mag
Masa
M
Edad
años
16975
17001
19350
16988
19103
17053
20121
17056
16994
19374
17707
0.12
0.00
0.00
0.21
0.05
0.29
0.00
0.08
0.12
0.07
0.14
5 × 104
6 × 104
105
2 × 105
3 × 104
6 × 105
3 × 104
1.5 × 106
-
107
107
5 × 107
3 × 108
107
2 × 109
107
5 × 109
-
ID
Harris et
al. (2004)
1
2
3
4
5
7
9
23
27
31
32
E(B − V )
mag
Masa
M
Edad
años
0.96
0.06
0.06
0.13
0.06
0.65
0.06
0.06
0.06
0.14
0.13
1.18 × 105
4.6 × 104
4.2 × 104
2.7 × 104
2.1 × 104
1.8 × 104
1.2 × 104
-
3 × 106
107
1.1 × 107
106
8 × 106
5 × 106
8 × 106
5 × 106
6 × 106
-
Tabla 4.3: Valores de E(B −V ), Masa y Edad de los cúmulos en común entre nuestro
trabajo y los Harris et al. (2004). Las primeras cuatro columnas corresponden a
nuestros resultados.
de los valores obtenidos de E(B − V ), masa y edad obtenidos en esta tesis y los
reportados por Harris et al. 2004 para cúmulos estelares comunes.
1.0
0.9
E(B−V)Esta Tesis (mag)
0.8
0.7
0.6
0.5
0.4
17053
0.3
16988
0.2
17707
16994
0.1
17056
19374
19103
20121 17001
0.0
19350
0.1
0.1 0.0 0.1 0.2
16975
0.3
0.4
0.5
0.6
0.7
E(B−V)Harris et al. (mag)
0.8
0.9
1.0
Figura 4.32: Gráfica comparativa del E(B − V ) que calculamos para los cúmulos
estelares que reporta Harris et al. 2004.
En las siguientes Figuras se compara cada parámetro. En la Figura 4.32 se muestra una comparación entre los valores del E(B − V ) calculado en este trabajo con los
77
cúmulos reportados por Harris et al. 2004, Los ID de este trabajo son mostrados.
En esta gráfica es donde se notan menos diferencias en los valores, a pesar a que
nosotros utilizamos un factor no constante (F lux ratio) para obtener la emisión de
Hα y Hβ a diferencia de estos autores.
En la Figura 4.33 se muestra la Masa calculada en este trabajo de los cúmulos
reportados por Harris y colaboradores. A sus cúmulos ID = 23, 27, 31 y 32 no les
estimaron masa. En nuestro trabajo no se pudo determinar la edad y masa de tres
objetos. ya que son más de una población estelar.
En la Figura 4.34 se muestra la Edad calculada en este trabajo de los cúmulos
reportados por Harris y colaboradores. A sus cúmulos ID = 31 y 32 no les determinaron edad.
5.4
17053
log(Masa)Esta Tesis (M ¯)
5.2
19103
5.0
4.8
19350
17001
4.6
4.4
20121
4.2
4.0
4.0
4.2
4.4
4.6
4.8
5.0
log(Masa)Harris et al. (M ¯ )
5.2
5.4
Figura 4.33: Gráfica comparativa de la Masa que calculamos para los cúmulos estelares que reporta Harris et al. 2004.
78
9.5
17056
log(Edad)Esta Tesis (años)
9.0
8.5
17053
8.0
19103
7.5
20121
19350
7.0 16994 17001
7.0
7.5
8.0
8.5
log(Edad)Harris et al. (años)
9.0
9.5
Figura 4.34: Gráfica comparativa de la Edad que calculamos para los cúmulos estelares que reporta Harris et al. 2004.
4.7.
Resultados
Nuevamente nuestro trabajo reporta por primera vez los resultados de hacer una
búsqueda detallada de todo tipo de cúmulo estelar en la galaxia irregular NGC 5253.
Hemos encontrado 1647 candidatos de cúmulo estelar en esta galaxia. Sı́ limitamos
nuestra muestra a aquellos objetos con magnitud I < 21.5 mag el catálogo se reduce
a una lista de 459 cúmulos estelares, esta población también se puede dividir en una
subpoblación azul y en otra subpoblación roja (Figura 4.18), lo cual nos indica la
presencia de una población jóven y de una población vieja. Algunos de los objetos
con color rojo (B − I > 1.5 mag) pueden tener este color debido a la extinción, otros
son candidatos a ser cúmulos globulares.
De manera similar al análisis de NGC 3077, por la complejidad de la estructura
de esta galaxia decidimos determinar la edad y la masa solo para los cúmulos más
brillantes que I = 19 mag. Son 22 cúmulos los que cumplen esta condición, sin
embargo, únicamente se obtuvo la edad y masa de 14 de ellos. Cuatro objetos a los
que no se les pudo determinar edad y masa están formados por dos o más poblaciones
estelares. Los cuatro objetos restantes son objetos muy rojos, y los modelos teóricos
que empleamos no los pueden caracterizar. Éstos últimos objetos nos han despertado
gran interés por investigar su origen y propiedades.
La Figura 4.35 muestra la masa y edad de los cúmulos estelares más brillantes.
79
4.7. RESULTADOS
10.5
10.0
log(Edad) (años)
9.5
9.0
8.5
8.0
7.5
7.0
6.5
3.5
4.0
4.5
5.0
5.5
log(Masa) (M ¯)
6.0
6.5
7.0
Figura 4.35: Gráfica de la Edad vs Masa de los cúmulos más brillante. Los circulos
abiertos representan cada uno de nuestros 14 cúmulos (hemos cambiado ligeramente
la edad o la masa de algunos cúmulos para que se pueda notar su presencia en la
figura).
Se nota la presencia de cúmulos estelares jóvenes ası́ como de cúmulos globulares.
Los cúmulos con edad de ∼ 109 años podrı́an estar relacionados a la interacción
de NGC 5253 con M83. En la Figura podemos notar que recientemente hubo un
importante evento de formación estelar. También podrı́amos suponer que la formación estelar ha sido relativamente continua ya que también se tiene la presencia de
cúmulos estelares de edad intermedia.
En el evento más reciente no hemos podido encontrar cúmulos estelares con alta
masa (M > 105 M ). También podemos ver que en el caso de cúmulos viejos no
encontramos cúmulos estelares de baja masa.
En esta galaxia fue necesario emplear modelos de poblaciones estelares con dos
distintas metalicidades (Z y Z = 0.008). Algunos autores (Lelli et al., 2014) sugieren que NGC 5253 ha interactuado con galaxias enanas de su vecindad o acretado
80
material del medio intergaláctico, alguno de estos procesos podrı́a ser el origen del
material poco enriquecido que al parecer hay en esta galaxia.
Capı́tulo 5
Conclusiones y trabajo a futuro
5.1.
Conclusiones
En NGC 3077 se obtuvo un catálogo de 500 cúmulos estelares más brillantes que
I = 22 mag y para NGC 5253 se obtuvo un total de 459 cúmulos estelares más
brillantes que I = 21.5 mag.
En ambas galaxias se encontraron dos poblaciones de cúmulos estelares compactos, una población de cúmulos estelares azules (jóvenes) y otra de cúmulos estelares
rojos (viejos). Debido a que existe mucha extinción en ambas galaxias algunos de
los cúmulos rojos podrı́an ser en realidad objetos azules enrojecidos. Para separar
las poblaciones se tomó como división a g 0 − I ∼ 1.5 mag y B − I ∼ 1.5 mag para
NGC 3077 y NGC 5253 respectivamente.
En NGC 3077 el grupo de cúmulos azules es una población de 308 objetos, mientras que el grupo de cúmulos rojos está formado por 192 objetos. La población de
cúmulos azules se encuentra principalmente concentrada en la región al noreste de la
nube central de polvo. La población de cúmulos rojos en NGC 3077 está distribuida
en general alrededor del centro de la galaxia, sobre todo rodeando a la gran nube de
polvo central. Varios objetos rojos parecen ser cúmulos estelares jóvenes ya que se
encuentran cerca o inmersos en nubes de polvo.
En NGC 5253 el grupo de cúmulos azules es una población de 237 objetos, mientras que el grupo de cúmulos rojos está formado por 222 objetos. La población de
cúmulos azules se encuentra principalmente concentrada en el centro de esta galaxia.
La población de cúmulos rojos de NGC 5253 se encuentra distribuida alrededor del
centro galáctico.
Debido a la degeneración edad-extinción hubo que calcular los mapas de extinción para poder desenrojecer las magnitudes de los cúmulos estelares. Usamos
diagramas color-color para determinar la edad de los cúmulos estelares y diagramas
color-magnitud para estimar la masa de éstos. Hemos realizado un análisis individual para estimar el enrojecimiento, la edad y la masa de los cúmulos estelares más
brillantes de cada galaxia. Existen 31 cúmulos estelares más brillantes que I = 20
81
82
CAPÍTULO 5. CONCLUSIONES Y TRABAJO A FUTURO
mag en NGC 3077 y 22 cúmulos estelares más brillantes que I = 19 mag en NGC
5253.
Para NGC 3077 los cúmulos estelares más brillantes tienen edades tan jóvenes
como 5 × 106 años y edades tan grandes como 1010 años. Encontramos algunos
cúmulos estelares con edades intermedias de alrededor de 108 años. Los objetos de
edad 108 años podrı́an estar relacionados con la interacción de NGC 3077 con M81.
Para NGC 5253 también se encontraron cúmulos estelares tan jóvenes como 6 ×
6
10 y tan viejos como ∼ 109 años. En esta galaxia también encontramos cúmulos
estelares con edades intermedias. Los objetos de edad ∼ 109 años podrı́an estar
relacionados con la interacción de NGC 5253 con M83, ya que sus edades conı́nciden
con la época de esta interacción. Además en NGC 5253 se encontraron cúmulos
estelares de metalicidad solar y otros con menor metalicidad (Z = 0.008).
Para NGC 3077 las masas para los cúmulos jóvenes se encuentran en el intervalo
de 104 M − 7 × 104 M y para los cúmulos globulares las masas se encuentran en el
intervalo de 106 M − 7 × 106 M . Para NGC 5253 las masas para los cúmulos jóvenes
se encuentran en el intervalo de 104 M − 2 × 105 M y para los cúmulos globulares
las masas se encuentran en el intervalo de 6 × 105 M − 2 × 106 M . Como puede verse
en ambas galaxias estamos encontrando pruebas de la existencia de distintos brotes
de formación estelar.
Comparando este trabajo con el realizado por Harris et al. (2004) notamos que
encontramos muchos más cúmulos estelares ya que estos autores usaron imágenes
tomadas con la WFPC2, la cual tiene menor resolución, además estos autores enfocan
su trabajo en la búsqueda de cúmulos jóvenes. Se detectaron practicamente todos
los cúmulos que estos autores reportaron e incluso, debido a que usamos imágenes
con una mejor resolución descubrimos que algunos de los objetos clasificados como
un solo objeto, en realidad están formados por dos o más objetos. Por ejemplo su
cúmulo estelar más masivo en NGC 3077 (ID = 1) hemos descubierto que en realidad
está formado por al menos tres objetos.
5.2.
Trabajo a futuro
Este fue el primer paso para poder conocer la historia de formación estelar, ası́ como el origen del brote de formación estelar. Estos resultados serán de utilidad para
un trabajo posterior, donde será necesario realizar espectroscopı́a a todos los objetos más brillantes. El espectro óptico de algunos de estos cúmulos estelares nos
podrá proporcionar con menor ambigüedad la edad y la metalicidad de estos objetos, y con esto una mejor estimación de su masa.
Como parte de los resultados que obtuvimos en este trabajo, hemos encontrado
objetos que no satisfacen completamente las propiedades fotométricas de los cúmulos
globulares, ası́ que la obtención de datos espectroscópicos de estos objetos será de
gran utilidad para identificar su naturaleza. Se espera llevar a cabo observaciones
5.2. TRABAJO A FUTURO
83
espectroscópicas en telescopios de más de 10 m, tal como el Gran Telescopio CANARIAS (GTC) o el Gran Telescopio Sudafricano (SALT).
Hasta el momento tenemos información detallada de muy pocos cúmulos de cada
una de las galaxias que hemos estudiado. Ası́ que para el trabajo a futuro nos proponemos analizar a mayor detalle un conjunto mucho mayor de cúmulos estelares,
con ello podremos inferir con más precisión la historia de formación estelar en estas
galaxias.
Como el objetivo principal es conocer el origen de las propiedades espectrofotométricas de las galaxias clasificadas como Irr II planeamos aumentar nuestra
base de datos, ya sea explorando algunas otras galaxias o buscando datos reportados
por otros autores.
Apéndice A
configuration file.sex
Se presentan los valores de los parámetros que se utilizaron en el archivo configuration file.sex para ejecutar SExtractor.
Parámetro
CATALOG NAME
CATALOG TYPE
PARAMETERS NAME
DETECT TYPE
DETECT MINAREA
DETECT THRESH
ANALYSIS THRESH
FILTER
FILTER NAME
DEBLEND NTHRESH
DEBLEND MINCONT
CLEAN
CLEAN PARAM
MASK TYPE
PHOT APERTURES
PHOT AUTOPARAMS
PHOT PETROPARAMS
SATUR LEVEL
MAG ZEROPOINT
MAG GAMMA
GAIN
PIXEL SCALE
SEEING FWHM
STARNNW NAME
BACK SIZE
BACK FILTERSIZE
BACKPHOTO TYPE
CHECKIMAGE TYPE
CHECKIMAGE NAME
MEMORY OBJSTACK
MEMORY PIXSTACK
MEMORY BUFSIZE
VERBOSE TYPE
WRITE XML
XML NAME
Valor
catalogo F814W.cat
ASCII HEAD
parametros.param
CCD
5.0
9.0
3.0
Y
default.conv
32
0.0000001
Y
1.0
CORRECT
2,3,4,5,6,8,10,12,15,20
2.5, 3.5
2.0, 3.5
50000.0
25.512
4.0
0.0
0
0.12
default.nnw
64
3
LOCAL
BACKGROUND,OBJECTS
check.fits,name.fits
3000
300000
1024
NORMAL
N
sex.xml
Descripción
name of the output catalog
NONE,ASCII,ASCII HEAD, ASCII SKYCAT, etc
name of the file containing catalog contents
CCD (linear) or PHOTO (with gamma correction)
minimum number of pixels above threshold
< sigmas > or < threshold >,< ZP > in mag.arcsec-2
< sigmas > or < threshold >,< ZP > in mag.arcsec-2
apply filter for detection (Y or N)?
name of the file containing the filter
Number of deblending sub-thresholds
Minimum contrast parameter for deblending
Clean spurious detections? (Y or N)?
Cleaning efficiency
type of detection MASKing: NONE, BLANK or CORRECT
MAG APER aperture diameter(s) in pixels
MAG AUTO parameters: < Kron f act >,< min radius >
MAG PETRO parameters: < P etrosian f act >, < min radius >
level (in ADUs) at which arises saturation
magnitude zero-point
gamma of emulsion (for photographic scans)
detector gain in e-/ADU
size of pixel in arcsec (0=use FITS WCS info)
stellar FWHM in arcsec
Neural-Network Weight table filename
Background mesh: < size > or < width >,< height >
Background filter: < size > or < width >,< height >
can be GLOBAL or LOCAL
can be NONE, BACKGROUND, BACKGROUND RMS, etc.
Filename for the check-image
number of objects in stack
number of pixels in stack
number of lines in buffer
can be QUIET, NORMAL or FULL
Write XML file (Y/N)?
Filename for XML output
Tabla A.1: Valores de los parámetros del archivo configuration file.sex.
85
Apéndice B
Catálogos de los Cúmulos
Estelares más brillantes de NGC
3077 y NGC 5253
El siguiente catálogo contiene la lista (Tabla B.1) de cúmulos estelares más brillantes que I = 20 mag de NGC 3077.
La Tabla B.3 contiene la lista de candidatos a cúmulos estelares más brillantes
que I = 19 mag de NGC 5253. El superı́ndice s corresponde a una metalicidad solar,
ausencia de superı́ndice corresponde a Z = 0.008.
87
APÉNDICE B. CATÁLOGO DE CANDIDATOS...
88
ID
8333
9494
7930
14695
9053
9393
9236
14732
14154
11651
8826
11933
8557
9088
6932
9294
9319
7749
7990
I
mag
17.160
±0.247
17.409
±0.314
17.506
±0.170
18.353
±0.001
17.850
±0.201
18.346
±0.062
17.718
±0.563
18.884
±0.002
19.153
±0.002
19.304
±0.002
18.604
±0.251
19.355
±0.002
18.770
±0.529
19.213
±0.148
19.568
±0.002
18.573
±0.327
19.485
±0.716
17.769
±0.750
18.648
±0.171
V
mag
18.682
±0.362
18.303
±0.461
18.284
±0.250
19.569
±0.002
18.338
±0.295
18.745
±0.091
18.276
±0.826
20.132
±0.002
20.102
±0.002
20.283
±0.002
19.116
±0.369
19.879
±0.002
19.212
±0.778
19.295
±0.217
21.949
±0.004
18.673
±0.489
19.984
±1.052
18.263
±1.105
19.001
±0.251
g0
mag
19.966
±0.457
19.075
±0.581
18.576
±0.315
20.324
±0.003
18.541
±0.372
18.917
±0.114
18.787
±1.042
21.531
±0.004
20.863
±0.003
21.164
±0.003
19.649
±0.465
20.116
±0.002
19.306
±0.980
19.338
±0.274
23.631
±0.009
18.679
±0.606
20.200
±1.327
18.785
±1.389
19.488
±0.317
g0 − I
mag
2.806
±0.519
1.666
±0.660
1.070
±0.358
1.970
±0.003
0.691
±0.423
0.571
±0.130
1.069
±1.184
2.647
±0.004
1.710
±0.003
1.860
±0.004
1.045
±0.528
0.761
±0.003
0.535
±1.114
0.125
±0.311
4.063
±0.009
0.105
±0.689
0.715
±1.508
1.016
±1.578
0.840
±0.360
g0 − V
mag
1.284
±0.583
0.772
±0.741
0.292
±0.401
0.755
±0.003
0.204
±0.475
0.173
±0.146
0.511
±1.330
1.399
±0.004
0.761
±0.004
0.881
±0.004
0.533
±0.593
0.237
±0.003
0.094
±1.251
0.043
±0.350
1.682
±0.009
0.006
±0.774
0.216
±1.693
0.522
±1.773
0.486
±0.405
V −I
mag
1.523
±0.439
0.893
±0.557
0.778
±0.302
1.215
±0.002
0.487
±0.357
0.398
±0.110
0.558
±1.000
1.248
±0.002
0.949
±0.003
0.979
±0.003
0.512
±0.446
0.524
±0.003
0.441
±0.941
0.082
±0.263
2.381
±0.004
0.099
±0.582
0.498
±1.273
0.494
±1.333
0.354
±0.304
1.68 ±0.67
0.13 ±0.64
0.92 ±0.29
0.00
0.29 ±0.13
0.53 ±0.47
0.00
0.65 ±0.22
0.00
0.00
0.00
0.98 ±0.50
0.17 ±0.05
0.46 ±0.18
0.00
0.72 ±0.15
0.59 ±0.28
E(B − V )
mag
0.40 ±0.22
107
107
108
5 × 106
-
5 × 106
107
108
107
1010
1010
-
107
107
107
1010
107
1010
Edad
Años
-
2 × 104
5 × 104
6 × 104
2 × 104
-
104
2 × 104
7 × 104
2 × 104
106
106
-
5 × 104
3 × 104
5 × 104
3 × 106
5 × 104
7 × 106
Masa
M
-
2.17
8.73
14.31
3.88
2.1
2.58
8.64
5.4
3.57
2.2
4.26
2.78
6.42
5.28
11.2
2.63
3.44
3.86
FWHM
pix
7.02
119
99
741
128
76
107
68
484
125
121
550
118
226
303
235
239
223
274
Area
pix
150
0.22
0.46
0.13
0.18
0.22
0.43
0.42
0.08
0.56
0.15
0.18
0.06
0.35
0.35
0.14
0.05
0.15
0.05
0.56
150.8278416
150.8288119
150.8235239
150.8261108
150.8447569
150.8335745
150.8295872
150.8114835
150.8306711
150.8094982
150.7884207
150.8836573
150.824142
150.8337242
150.8297863
150.8523424
150.8252112
150.8662629
AR (2000)
grados
150.8297971
68.7331795
68.7330357
68.7322895
68.733814
68.7345403
68.7350226
68.7340277
68.7333812
68.7343497
68.7338354
68.7433957
68.7543945
68.7333147
68.7351385
68.7339439
68.7492007
68.7321264
68.7409691
Dec (2000)
grados
68.7338408
Ellip.
0.92 ±0.15
Tabla B.1: Cúmulos Estelares de NGC 3077.
9558
9087
11010
8543
9068
8955
9275
5963
9298
9043
9312
10514
ID
I
mag
19.179
±0.087
19.466
±0.073
19.076
±0.250
19.316
±0.230
19.870
±0.002
19.186
±0.210
19.605
±0.120
19.549
±0.110
19.227
±0.208
19.967
±0.420
18.742
±0.587
19.620
±0.165
V
mag
19.441
±0.127
21.122
±0.108
19.763
±0.367
19.155
±0.337
21.747
±0.003
19.493
±0.309
20.105
±0.177
20.559
±0.162
20.324
±0.306
20.186
±0.618
18.785
±0.862
19.993
±0.243
g0
mag
19.399
±0.161
21.759
±0.136
19.839
±0.463
18.920
±0.425
23.426
±0.008
19.782
±0.389
20.321
±0.223
21.055
±0.205
20.909
±0.386
20.319
±0.779
18.507
±1.087
20.099
±0.306
g0 − I
mag
0.220
±0.183
2.293
±0.154
0.762
±0.526
-0.396
±0.482
3.556
±0.008
0.596
±0.442
0.716
±0.253
1.506
±0.233
1.673
±0.439
0.351
±0.885
-0.235
±1.236
0.478
±0.348
V −I
mag
0.261
±0.154
1.656
±0.130
0.687
±0.444
-0.161
±0.407
1.877
±0.004
0.307
±0.373
0.500
±0.214
1.010
±0.196
1.097
±0.370
0.218
±0.747
0.042
±1.043
0.373
±0.294
104
104
104
104
106
4 × 104
2 × 104
104
107
5 × 106
107
107
1010
108
5 × 106
107
0.23 ±0.06
0.68 ±0.22
0.47 ±0.20
0.00 ±0.00
0.63 ±0.19
0.26 ±0.11
0.34 ±0.10
0.63 ±0.19
0.00 ±0.38
1.15 ±0.52
0.38 ±0.15
Masa
M
104
Edad
Años
5 × 106
E(B − V )
mag
0.46 ±0.08
Tabla B.2: Cúmulos Estelares de NGC 3077.
g0 − V
mag
-0.041
±0.205
0.637
±0.173
0.076
±0.591
-0.235
±0.542
1.679
±0.008
0.289
±0.497
0.216
±0.284
0.496
±0.261
0.577
±0.493
0.133
±0.994
-0.278
±1.388
0.105
±0.390
9.35
9.03
2.43
7.25
4.61
7.05
6.35
2.74
3.07
2.98
2.63
FWHM
pix
10.86
208
179
130
95
97
69
125
89
173
176
63
Area
pix
586
0.26
0.39
0.12
0.29
0.34
0.40
0.15
0.36
0.20
0.17
0.31
0.13
Ellip.
150.8316647
150.8255635
150.8390034
150.8305144
150.8311663
150.8308799
150.8300788
150.8465201
150.8343016
150.8302696
150.8280916
AR (2000)
grados
150.8331323
68.7349288
68.7332655
68.7381889
68.7341697
68.7345193
68.7346091
68.7345333
68.7335251
68.7353282
68.7342
68.7343623
Dec (2000)
grados
68.7358318
89
APÉNDICE B. CATÁLOGO DE CANDIDATOS...
90
ID
19350s
11447s
17001s
25519
19103s
16975
16994s
20121
17003
19374
16988
17151
17053s
17619s
17056
17707
16993
17115
3742
17017
17064
19875
I
mag
17.471
±0.027
17.565
±0.028
17.687
±0.030
17.879
±0.032
17.943
±0.060
18.257
±0.042
18.426
±0.082
18.599
±0.045
18.457
±0.056
18.640
±0.151
18.525
±0.052
18.625
±0.072
18.500
±0.070
18.645
±0.103
18.785
±0.071
18.731
±0.059
18.832
±0.066
18.741
±0.059
18.968
±0.054
18.758
±0.068
18.738
±0.078
18.966
±0.207
V
mag
18.392
±0.038
18.459
±0.039
18.417
±0.039
18.590
±0.042
18.530
±0.090
17.325
±0.030
19.080
±0.127
19.073
±0.052
18.534
±0.070
20.041
±0.249
17.948
±0.049
20.231
±0.132
18.814
±0.100
19.270
±0.168
19.726
±0.109
20.553
±0.126
20.262
±0.116
18.742
±0.067
20.863
±0.120
19.013
±0.090
18.850
±0.108
21.084
±0.355
B
mag
18.713
±0.044
19.197
±0.055
18.462
±0.039
18.323
±0.037
18.680
±0.109
19.220
±0.065
19.069
±0.152
19.079
±0.052
18.598
±0.081
20.577
±0.310
18.277
±0.059
21.470
±0.210
19.170
±0.124
19.145
±0.192
20.340
±0.141
21.521
±0.195
20.617
±0.140
18.829
±0.077
22.042
±0.204
19.101
±0.105
18.949
±0.129
22.720
±0.503
17.799
±0.162
-
-
17.668
±0.079
-
-
-
19.438
±0.144
17.315
±0.261
-
16.355
±0.056
-
17.018
±0.202
17.812
±0.003
17.309
±0.091
-
18.009
±0.142
-
U
mag
17.504
±0.003
20.402
±0.008
16.830
±0.003
-
-1.150
±0.207
-
-
-1.161
±0.110
-
-
-
0.268
±0.190
-1.830
±0.325
-
-1.922
±0.081
-
-2.051
±0.252
-1.267
±0.052
-1.289
±0.122
-
-0.671
±0.180
-
U −B
mag
-1.209
±0.044
1.205
±0.056
-1.631
±0.039
-
B−I
mag
1.242
±0.052
1.632
±0.062
0.775
±0.049
0.443
±0.049
0.737
±0.124
0.963
±0.078
0.642
±0.173
0.479
±0.069
0.142
±0.099
1.937
±0.345
-0.248
±0.079
2.845
±0.222
0.670
±0.143
0.499
±0.218
1.555
±0.158
2.790
±0.204
1.785
±0.155
0.088
±0.097
3.074
±0.211
0.343
±0.125
0.211
±0.158
3.754
±0.544
B−V
mag
0.321
±0.058
0.738
±0.068
0.045
±0.055
-0.267
±0.056
0.150
±0.141
1.895
±0.072
-0.011
±0.198
0.006
±0.074
0.065
±0.107
0.536
±0.398
0.329
±0.077
1.239
±0.248
0.356
±0.160
-0.125
±0.251
0.614
±0.179
0.967
±0.232
0.356
±0.182
0.087
±0.102
1.179
±0.236
0.088
±0.138
0.099
±0.168
1.636
±0.616
V −I
mag
0.921
±0.047
0.895
±0.048
0.730
±0.049
0.711
±0.053
0.587
±0.108
-0.932
±0.051
0.653
±0.151
0.473
±0.069
0.077
±0.090
1.401
±0.291
-0.577
±0.072
1.606
±0.151
0.314
±0.123
0.625
±0.191
0.941
±0.131
1.822
±0.139
1.429
±0.134
0.001
±0.089
1.895
±0.131
0.255
±0.113
0.112
±0.133
2.118
±0.411
0.20 ±0.04
0.00
0.15 ±0.02
0.05 ±0.04
0.14 ±0.03
0.08 ±0.04
0.17 ±0.08
0.29 ±0.04
0.14 ±0.05
0.21 ±0.02
0.07 ±0.13
0.20 ±0.03
0.00
0.12 ±0.06
0.12 ±0.01
0.05 ±0.04
0.00
0.00
0.00
E(B − V )
mag
0.00
6 × 106
6 × 106
-
6 × 106
-
-
2 × 109
107
3 × 108
-
-
5 × 109
6 × 106
107
107
-
5 × 107
-
107
2 × 109
Edad
Años
107
-
104
104
-
104
-
-
6 × 105
2 × 104
2 × 105
-
-
1.5×106
1.5×104
3 × 104
3 × 104
-
105
-
5 × 104
2 × 106
Masa
M
6 × 104
2.35
2.43
4.02
2.11
3.12
2.12
8.83
3.9
6.27
2.28
2.17
9.45
4.07
3.33
16.61
5.46
10.37
6.82
3.38
8.49
3.71
FWHM
pix
3.69
111
108
120
167
300
67
272
273
227
173
67
499
214
166
424
142
739
360
468
537
951
Area
pix
255
0.26
0.15
0.26
0.01
0.16
0.16
0.37
0.27
0.13
0.08
0.09
0.38
0.24
0.24
0.15
0.22
0.17
0.28
0.01
0.33
0.04
0.16
204.980724
204.9825389
204.9819818
204.9970163
204.983156
204.9828285
204.9833655
204.9844291
204.9819764
204.9843149
204.9828182
204.9830494
204.9821981
204.9828285
204.9806988
204.9827287
204.9833654
204.9815949
204.9764537
204.9832728
204.9899495
AR (2000)
grados
204.9813867
-31.6414582
-31.6428844
-31.6411634
-31.6404576
-31.6440609
-31.6441631
-31.6395669
-31.6406106
-31.6437863
-31.6412069
-31.6415643
-31.6409878
-31.6379971
-31.6410529
-31.642764
-31.644134
-31.6403064
-31.6414862
-31.6428476
-31.6421916
-31.6369417
Dec (2000)
grados
-31.6415984
corresponde a metalicidad solar.
Ellip.
0.24 ±0.05
-
s
0.07 ±0.18
Tabla B.3: Cúmulos Estelares de NGC 5253. El superı́ndice
Índice de figuras
1.1. Diagrama de diapasón de Hubble, el cual muestra los tipos morfológicos de galaxias. Las galaxias tempranas se encuentran del lado izquierdo de la imagen (Elı́pticas y Lenticulares), las galaxias tardı́as se
encuentran del lado derecho (Espirales e Irregulares) (imagen tomada
de Galaxy Zoo). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
1.2. Prototipos de galaxias irregulares. a) Gran Nube de Magallanes (Irr
I), b) Pequeña Nube de Magallanes (Irr I), c) M82 (Irr II) (Tomadas
de Sandage & Bedke 1994 y Arp 1966). . . . . . . . . . . . . . . . . .
1.3. a)Forma de Yerkes versus tipo de Hubble para 390 galaxias. b)Colores
B − V versus clase espectral (Tomadas de Krienke & Hodge 1974). .
1.4. Imagen de la galaxia NGC 3077 obtenida con el filtro F814W de la
Advanced Camera for Surveys del HST. . . . . . . . . . . . . . . . . .
1.5. Posiciones de cúmulos estelares confirmados por Harris et al. 2004
(Figura 7 de esta referencia) superpuestos en la imagen de la galaxia
tomada con el filtro de F547M. Los colores indican la edad del cúmulo:
1 − 5 ×106 años (violeta), 6 − 10 ×106 años (azul), 10 − 20 ×106 años
(verde), 20 − 40 ×106 años (amarillo), 40 − 1000 ×106 años (rojo). .
1.6. Algunos cúmulos estelares identificados en M82 por Mayya et al. 2008,
cuyas edades podrı́an corresponden a la época de la interacción de M82
con M81 (Figura 1 de Mayya et al. 2008). . . . . . . . . . . . . . . .
1.7. Imagen de la galaxia NGC 5253 obtenida con el filtro F814W de la
Advanced Camera for Surveys del HST. . . . . . . . . . . . . . . . . .
1.8. Posiciones de cúmulos estelares confirmados por Harris et al. 2004
(Figura 8 de esta referencia) superpuestos en la imagen de la galaxia
tomada con el filtro de F547M. Los colores indican su edad: 1−5 ×106
años (violeta), 6 − 10 ×106 años (azul), 10 − 20 ×106 años (verde),
20 − 40 ×106 años (amarillo). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
1.9. Distribución espacial de los cúmulos viejos con edad mayor a 20 ×106
años (cı́rculos grises) y de cúmulos jóvenes con edad menor a 20 ×106
años (cuadros blancos). La imagen de la galaxia fue tomada en la
banda Ks del VLT (Figura 3 de Cresci et al. 2005). . . . . . . . . . .
91
2
3
4
7
8
9
10
11
12
92
ÍNDICE DE FIGURAS
2.1. Imágenes de NGC 3077 obtenidas con el filtro F814W (I): a)imagen
obtenida con la WFPC2, b)imagen obtenida con la ACS. Se aprecia el
desplazamiento de las coordenadas de la imagen obtenida con la ACS
con respecto a la obtenida con la WFPC2. . . . . . . . . . . . . . . .
18
2.2. Imagen sum.fits de NGC 3077, que es el resultado de la combinación
(suma) de las imágenes obtenidas con los filtros g 0 , V e I de ACS. . .
22
2.3. Imagen sum.fits de NGC 5253, que es el resultado de la combinación
(suma) de las imágenes obtenidas con los filtros B, V e I de ACS. . .
22
3.1. Histograma de la distribución de los valores de FWHM de las fuentes
detectadas en NGC 3077. Las fuentes no resueltas (estrellas) tienen
un máximo donde FWHM ≈ 2.1 pixeles. . . . . . . . . . . . . . . . .
3.2. Objetos detectados por SExtractor que no son cúmulos estelares. a)
Estrella de primer plano, b) Galaxia de fondo, c) Pixel dañado. . . . .
32
33
3.3. Fuentes detectadas por SExtractor en las imágenes de NGC 3077. Los
candidatos a cúmulos estelares son aquellos con FWHM ≥ 2.1 pix
(lı́nea vertical punteada) y Área ≥ 50 pix (lı́nea horizontal discontinua). 34
3.4. Histograma de la distribución de los valores de FWHM de las fuentes
detectadas en NGC 5253. Las fuentes no resueltas (estrellas) tienen
un máximo donde FWHM ≈ 2.1 pixeles. . . . . . . . . . . . . . . . .
3.5. Fuentes detectadas por SExtractor en la galaxia NGC 5253. Los candidatos a cúmulos estelares son aquellos con FWHM ≥ 2.1 pix (lı́nea
vertical punteada) y Área ≥ 50 pix (lı́nea horizontal discontinua). . .
4.1. Histograma de la distribución de los valores de color g 0 − I de la
población de cúmulos estelares en NGC 3077. La muestra se divide
en dos poblaciones, una población de 308 cúmulos azules con g 0 − I
menor a 1.5 y la otro de 192 cúmulos rojos con g 0 − I mayor a 1.5. . .
36
37
40
4.2. CMD de la población de cúmulos estelares en NGC 3077. Trazas evolutivas para SSPs con masa de 2.5 × 104 − 2.5 × 103 M en el intervalo
de edad de 4 × 106 − 109 años reproduce los colores de la población de
cúmulos estelares azules (cuadros azules). Mientras que los cúmulos
estelares rojos (cı́rculos rojos) ajustan con una traza evolutiva de 1010
años (excepto aquellos con g 0 − I > 2.5 mag) en un intervalo de masa
de 2 × 105 − 5 × 106 M . Se muestra el vector de extinción con AV = 1
mag. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
41
4.3. Distribución espacial de los cúmulos estelares azules (I < 22 mag y
g 0 − I < 1.5 mag) (superior) y de los cúmulos estelares rojos (I <
22 mag y g 0 − I > 1.5 mag) (inferior) superpuestos en la imagen V
(F606W) obtenida con la ACS de NGC 3077. . . . . . . . . . . . . .
43
ÍNDICE DE FIGURAS
4.4. Diagrama color-color de los cúmulos estelares de NGC 3077. Los cúmulos estelares con g 0 − I < 1.5 mag se muestran como cuadros azules
y aquellos con g 0 − I > 1.5 mag se muestran como cı́rculos rojos. La
degeneración edad-extinción no permite inferir la edad de los cúmulos
estelares sin ambigüedad. La traza evolutiva para una SSP de Girardi
et al. (2002) es mostrada como la lı́nea a trozos. . . . . . . . . . . . .
4.5. CMD de los cúmulos estelares más brillantes que I = 20 mag. Se
muestra una traza evolutiva para una SSP (Girardi et al., 2002) con
una masa de 2.5 × 104 M . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.6. Diagramas color-color donde se realizó el ajuste de mı́nimos cuadrados
para calcular los coeficientes α y β que describen la relación lı́neal
color-F lux ratio. (a) F lux ratio Hα. (b) F lux ratio Hβ. . . . . . .
93
44
45
46
4.7. Ubicación de las fuentes usadas en los ajustes (puntos fuera del cı́rculo
verde), superpuestas en la imagen sum wfpc2.fits de NGC 3077. (a)
Fuentes cuyas magnitudes son usadas en el diagrama de la Fig4.6(a).
(b) Fuentes cuyas magnitudes son usadas en el diagrama de la Fig4.6(b). 47
4.8. Imagen de la emisión de Hα (superior) y de Hβ (inferior) en NGC
3077. Los cúmulos estelares más brillantes que I = 20 mag están
superpuestos (cı́rculos verdes). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
48
4.9. Mapa de enrojecimiento E(B−V ) de NGC 3077, se obtuvo empleando
Hα/Hβ. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
49
4.10. Histograma de la distribución de los valores de E(B − V ) del centro
de NGC 3077 (dentro de un cuadro de 5400 de lado y centrado en
AR = 150.82922◦ , Dec = 68.734184◦ ). El máximo se encuentra en
E(B − V ) ≈ 0.4 mag. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.11. Diagrama color-color para los cúmulos estelares más brillantes de
I = 20 mag. Los cı́rculos abiertos representan las magnitudes sin
ninguna corrección por extinción, los cı́rculos rellenos representan las
magnitudes corregidas por extinción y los objetos con la estrella roja
son aquellos sin nebulosidad por lo que suponemos E(B − V ) = 0. La
traza evolutiva (lı́nea discontinua) corresponde a modelos de Girardi
et al. 2002 con Z = 0.019. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.12. Diagrama color-magnitud de los cúmulos estelares seleccionados. Los
cı́rculos abiertos representan las magnitudes sin ninguna corrección
por extinción, los cı́rculos rellenos representan las magnitudes corregidas por extinción, los objetos con la estrella roja son aquellos sin
nebulosidad por lo que suponemos E(B − V ) = 0. Se muestran trazas
evolutivas para SSPs con masas de 5, 2.5 y 1 × 104 M , en el intervalo
de 4 × 106 − ∼ 1 × 108 años. Además se agregan tres modelos con edad
de 1010 años y masas de 1, 3 y 7 × 106 M . . . . . . . . . . . . . . . .
50
53
54
94
ÍNDICE DE FIGURAS
4.13. Gráfica comparativa del E(B − V ) que calculamos para los cúmulos estelares que reporta Harris et al. 2004. Los ID de esta tesis son
mostrados. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.14. Gráfica comparativa de la Masa que calculamos para los cúmulos
estelares que reporta Harris et al. 2004 . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.15. Gráfica comparativa de la Edad que calculamos para los cúmulos
estelares que reporta Harris et al. 2004. . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.16. Gráfica de la Edad vs Masa de los cúmulos más brillante. Los circulos
abiertos representan cada uno de nuestros 25 cúmulos (hemos cambiado ligeramente la edad o la masa de algunos cúmulos para que se
pueda notar su presencia en la figura). . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.17. Histograma de la distribución de los valores de color B − I de la
población de cúmulos estelares en NGC 5253. La muestra se divide
en dos poblaciones, una población de 237 cúmulos azules con B − I
menor a 1.5 y la otra de 222 cúmulos rojos con B − I mayor a 1.5. . .
4.18. CMD de la población de cúmulos estelares en NGC 5253. Trazas evolutivas para SSPs con masa de 5 × 104 − 2.5 × 103 M en el intervalo
de edad de 4 × 106 − 109 años reproduce los colores de la población de
candidatos a cúmulos estelares azules (cuadros azules). Mientras que
los candidatos a cúmulos estelares rojos (cı́rculos rojos) ajustan con
una traza evolutiva de 2 × 109 años (excepto aquellos con B − I > 2.5
mag) en un intervalo de masa de 105 − 1.5 × 106 M . Se muestra un
vector de extinción AV = 1 mag. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.19. Distribución espacial de los cúmulos estelares azules (I < 21.5 mag y
B − I < 1.5 mag) (superior) y de los cúmulos estelares rojos (I < 21.5
mag y B − I > 1.5 mag) (inferior) superpuestos en la imagen V
(F555W) obtenida con la ACS de NGC 5253. . . . . . . . . . . . . .
4.20. Diagrama color-color de los cúmulos estelares de NGC 5253. Los cúmulos estelares con B − I < 1.5 mag se muestran como cuadros azules
y aquellos con B − I > 1.5 mag se muestran como cı́rculos rojos. La
degeneración edad-extinción no permite inferir la edad de los cúmulos
estelares sin ambigüedad. La traza evolutiva para una SSP de Girardi
et al. (2002) es mostrada como la lı́nea a trozos. . . . . . . . . . . . .
4.21. CMD de los cúmulos estelares más brillantes que I = 19 mag. Se
muestra una traza evolutiva para una SSP con una masa de 5 × 104 M .
4.22. Diagramas color-color donde se realizó el ajuste de mı́nimos cuadrados
para calcular los coeficientes α y β que describen la relación lı́neal
color-F lux ratio. (a) F lux ratio Hα. (b) F lux ratio Hβ. . . . . . .
4.23. Ubicación de las fuentes usadas en los ajustes (puntos fuera del cı́rculo
verde), superpuestas en la imagen sum wfpc2.fits de NGC 5253. (a)
Fuentes cuyas magnitudes son usadas en el diagrama de la Fig4.22(a).
(b) Fuentes cuyas magnitudes son usadas en el diagrama de la Fig4.22(b).
56
56
57
58
59
61
63
64
65
66
66
ÍNDICE DE FIGURAS
4.24. Imagen de la emisión de Hα de NGC 5253. Los cúmulos estelares más
brillantes que I = 19 están superpuestos (cı́rculos verdes). . . . . . .
4.25. Imagen de la emisión de Hβ de NGC 5253. Los cúmulos estelares más
brillantes que I = 19 mag están superpuestos (cı́rculos verdes). . . . .
4.26. Mapa de enrojecimiento E(B−V ) de NGC 5253, se obtuvo empleando
Hα/Hβ. Color blanco significa más extinción. . . . . . . . . . . . . .
4.27. Histograma de la distribución de los valores de E(B − V ) del centro
de NGC 5253 (dentro de un cuadro de 5800 de lado y centrado en
AR = 204.98322◦ , Dec = −31.641048◦ ). El máximo se encuentra en
E(B − V ) ≈ 0.2 mag. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.28. Diagrama color-color para los cúmulos estelares más brillantes de
I = 19 mag. Los cı́rculos abiertos representan las magnitudes sin
ninguna corrección por extinción, los cı́rculos rellenos representan las
traza evolutiva (lı́nea discontinua) corresponde a modelos de Girardi
et al. 2002 con Z = 0.008. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.29. Diagrama color-color para los cúmulos estelares más brillantes que
I = 19 mag. Los cı́rculos abiertos representan las magnitudes sin ninguna corrección por extinción, los cı́rculos rellenos representan las
traza evolutiva con metalicidad Z = 0.008 se muestra como la lı́nea
discontinua, la traza evolutiva con metalicidad solar se muestra como
la lı́nea continua. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.30. Diagrama color-magnitud de los cúmulos estelares más brillantes de
metalicidad Z = 0.008. Los circulos y estrellas representan lo mismo
que en la Figura 4.29. Se muestran trazas evolutivas de SSPs con
masas de 3, 1.5 y 1 × 104 M , en el intervalo de 4 × 106 − ∼ 5 × 107
años. Además se agregan dos modelos de SSP, con edad de 2×109 años
y 5 × 109 años y masas de 6 × 105 M y 1.5 × 106 M respectivamente.
4.31. Diagrama color-magnitud de los cúmulos estelares más brillantes de
metalicidad Z . Los circulos y estrellas representan lo mismo que en
la Figura 4.29. Se muestran trazas evolutivas para SSPs con masas de
6, 4 y 2 × 104 M en el intervalo de 4 × 106 − ∼ 108 años. Además se
agregó un modelo de SSP con edad de 2 × 109 y masa de 2 × 106 M .
4.32. Gráfica comparativa del E(B − V ) que calculamos para los cúmulos
estelares que reporta Harris et al. 2004. . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.33. Gráfica comparativa de la Masa que calculamos para los cúmulos estelares que reporta Harris et al. 2004. . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.34. Gráfica comparativa de la Edad que calculamos para los cúmulos estelares que reporta Harris et al. 2004. . . . . . . . . . . . . . . . . . .
95
67
68
69
70
72
73
74
75
76
77
78
96
ÍNDICE DE FIGURAS
4.35. Gráfica de la Edad vs Masa de los cúmulos más brillante. Los circulos
abiertos representan cada uno de nuestros 14 cúmulos (hemos cambiado ligeramente la edad o la masa de algunos cúmulos para que se
pueda notar su presencia en la figura). . . . . . . . . . . . . . . . . .
79
Índice de tablas
2.1. Valores medios y desviaciones estándar de las diferencias en AR y
DEC de los objetos de referencia descritos en el texto. Estos valores se
usaron para corregir los valores de CRVAL1 y CRVAL2 de las imágenes
en los filtros I, V y g 0 de la ACS para NGC 3077. . . . . . . . . . . .
2.2. Valores de CRVAL1 y CRVAL2 antes y después de la corrección de
las imágenes en los filtros I, V y g 0 de ACS de la galaxia NGC 3077. .
2.3. Valores medios y desviaciones estándar de las diferencias en AR y
Dec de los objetos de referencia descritos en el texto. Estos valores se
usaron para corregir los valores de CRVAL1 y CRVAL2 de las imágenes
en los filtros I, V y B de la ACS y de la imagen en el filtro U de WFC3
para NGC 5253. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.4. Valores de CRVAL1 y CRVAL2 antes y después de la corrección para
las imágenes de los filtros I, V y B de ACS y para la imagen en el
filtro U de WFC3 de la galaxia NGC 5253. . . . . . . . . . . . . . . .
3.1. Valores principales de los parámetros de entrada que usó SExtractor.
3.2. Valores de Zero Point en el sistema de Vega asociados a las imágenes
de ACS de NGC 3077. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
3.3. Parámetros calculados por SExtractor para cada fuente detectada
(parámetros del archivo parametros.param). . . . . . . . . . . . . . .
obtenidas con la WFPC2 de NGC 3077 y NGC 5253. . . . . . . . . .
de ACS de NGC 5253. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
3.6. Candidatos a cúmulos estelares en NGC 3077. Los cúmulos estelares
comunes entre este trabajo y trabajos anteriores están indicados en la
columna 8 y 9. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
3.7. Candidatos a cúmulos estelares en NGC 5253. Los cúmulos estelares
comunes entre este trabajo y el trabajo de Harris et al. (2004) están
indicados en la columna 9. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
97
19
20
21
21
26
27
27
28
29
35
38
98
ÍNDICE DE TABLAS
4.1. Esta Tabla muestra el enrojecimiento calculado a partir de nuestras
mediciones en los mapas de Hα y Hβ en emisión y los datos reportados
por el SDSS. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.2. Valores de E(B − V ), Masa y Edad de los cúmulos en común entre
nuestro trabajo y los de Harris et al. (2004). Las primeras cuatro
columnas corresponden a nuestros resultados. . . . . . . . . . . . . .
4.3. Valores de E(B − V ), Masa y Edad de los cúmulos en común entre
nuestro trabajo y los Harris et al. (2004). Las primeras cuatro columnas corresponden a nuestros resultados. . . . . . . . . . . . . . . . . .
51
55
76
A.1. Valores de los parámetros del archivo configuration file.sex. . . . . . .
85
B.1. Cúmulos Estelares de
talicidad solar. . . .
88
89
NGC 3077. . . . . . . . . . . . . . . . . .
NGC 3077. . . . . . . . . . . . . . . . . .
NGC 5253. El superı́ndice s corresponde a
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
. . .
. . .
me. . .
90
Bibliografı́a
Arp, H. 1966, ApJS, 14, 1
Bertin, E., & Arnouts, S. 1996, A&AS, 117, 393
Bi, H. G., Arp, H., & Zimmermann, H. U. 1994, A&A, 282, 386
Calzetti, D. 1997, AJ, 113, 162
Calzetti, D., Armus, L., Bohlin, R. C., Kinney, A. L., Koornneef, J., & StorchiBergmann, T. 2000, ApJ, 533, 682
Calzetti, D., Harris, J., Gallagher, III, J. S., Smith, D. A., Conselice, C. J., Homeier,
N., & Kewley, L. 2004, AJ, 127, 1405
Calzetti, D., Meurer, G. R., Bohlin, R. C., Garnett, D. R., Kinney, A. L., Leitherer,
C., & Storchi-Bergmann, T. 1997, AJ, 114, 1834
Cardelli, J. A., Clayton, G. C., & Mathis, J. S. 1989, ApJ, 345, 245
Cottrell, G. A. 1978, MNRAS, 184, 259
Cresci, G., Vanzi, L., & Sauvage, M. 2005, A&A, 433, 447
da Costa, G. S. 2002, in IAU Symposium, Vol. 207, Extragalactic Star Clusters, ed.
D. P. Geisler, E. K. Grebel, & D. Minniti, 83
de Vaucouleurs, G. 1959, Handbuch der Physik, 53, 275
Freedman, W. L., Hughes, S. M., Madore, B. F., Mould, J. R., Lee, M. G., Stetson,
P., Kennicutt, R. C., Turner, A., Ferrarese, L., Ford, H., Graham, J. A., Hill, R.,
Hoessel, J. G., Huchra, J., & Illingworth, G. D. 1994, ApJ, 427, 628
Gallagher, III, J. S., & Hunter, D. A. 1987, AJ, 94, 43
Girardi, L., Bertelli, G., Bressan, A., Chiosi, C., Groenewegen, M. A. T., Marigo, P.,
Salasnich, B., & Weiss, A. 2002, A&A, 391, 195
Graham, J. A. 1981, PASP, 93, 552
99
100
BIBLIOGRAFÍA
Harris, J., Calzetti, D., Gallagher, III, J. S., Conselice, C. J., & Smith, D. A. 2001,
AJ, 122, 3046
Harris, J., Calzetti, D., Gallagher, III, J. S., Smith, D. A., & Conselice, C. J. 2004,
ApJ, 603, 503
Harris, W. E. 1991, ARA&A, 29, 543
—. 1996, AJ, 112, 1487
Harris, W. E., & Racine, R. 1979, ARA&A, 17, 241
Holmberg, E. 1950, Meddelanden fran Lunds Astronomiska Observatorium Serie II,
128, 1
Holtzman, J. A., Faber, S. M., Shaya, E. J., Lauer, T. R., Groth, J., Hunter, D. A.,
Baum, W. A., Ewald, S. P., Hester, J. J., Light, R. M., Lynds, C. R., O’Neil, Jr.,
E. J., & Westphal, J. A. 1992, AJ, 103, 691
Hubble, E. P. 1926, ApJ, 64, 321
Kanbur, S. M., Ngeow, C., Nikolaev, S., Tanvir, N. R., & Hendry, M. A. 2003, A&A,
411, 361
Karachentsev, I. D., Sharina, M. E., Dolphin, A. E., Grebel, E. K., Geisler, D.,
Guhathakurta, P., Hodge, P. W., Karachentseva, V. E., Sarajedini, A., & Seitzer,
P. 2002, A&A, 385, 21
Krienke, Jr., O. K., & Hodge, P. W. 1974, AJ, 79, 1242
Lelli, F., Verheijen, M., & Fraternali, F. 2014, MNRAS, 445, 1694
Maı́z-Apellániz, J. 2001, ApJ, 563, 151
Martin, C. L. 1997, ApJ, 491, 561
Martin, C. L., & Kennicutt, Jr., R. C. 1995, ApJ, 447, 171
Mayya, Y. D., & Carrasco, L. 2009, in Revista Mexicana de Astronomia y Astrofisica Conference Series, Vol. 37, Revista Mexicana de Astronomia y Astrofisica
Conference Series, 44–55
Mayya, Y. D., Romano, R., Rodrı́guez-Merino, L. H., Luna, A., Carrasco, L., &
Rosa-González, D. 2008, ApJ, 679, 404
Meurer, G. R. 1995, Nature, 375, 742
Morgan, W. W. 1958, PASP, 70, 364
BIBLIOGRAFÍA
101
Notni, P., Karachentsev, I. D., & Makarova, L. N. 2004, Astronomische Nachrichten,
325, 307
Osterbrock, D. E., & Ferland, G. J. 2006, Astrophysics of Gaseous Nebulae and
Active Galactic Nuclei (University Science Books)
Price, J. S., & Gullixson, C. A. 1989, ApJ, 337, 658
Rogstad, D. H., Lockhart, I. A., & Wright, M. C. H. 1974, ApJ, 193, 309
Rosa-González, D. 2005, MNRAS, 364, 1304
Salpeter, E. E. 1955, ApJ, 121, 161
Sandage, A., & Bedke, J. 1994, The Carnegie Atlas of Galaxies
Sandage, A., & Brucato, R. 1979, AJ, 84, 472
Santiago-Cortés, M., Mayya, Y. D., & Rosa-González, D. 2010, MNRAS, 405, 1293
Schlegel, D. J., Finkbeiner, D. P., & Davis, M. 1998, ApJ, 500, 525
Sirianni, M., Jee, M. J., Benı́tez, N., Blakeslee, J. P., Martel, A. R., Meurer, G.,
Clampin, M., De Marchi, G., Ford, H. C., Gilliland, R., Hartig, G. F., Illingworth,
G. D., Mack, J., & McCann, W. J. 2005, PASP, 117, 1049
Thim, F., Tammann, G. A., Saha, A., Dolphin, A., Sandage, A., Tolstoy, E., &
Labhardt, L. 2003, ApJ, 590, 256
Turner, J. L., Ho, P. T. P., & Beck, S. C. 1998, AJ, 116, 1212
van den Bergh, S. 1980, PASP, 92, 122
van der Hulst, J. M. 1979, A&A, 75, 97
Walsh, J. R., & Roy, J.-R. 1989, MNRAS, 239, 297
Whitmore, B. C., Zhang, Q., Leitherer, C., Fall, S. M., Schweizer, F., & Miller, B. W.
1999, AJ, 118, 1551
Yun, M. S. 1999, in IAU Symposium, Vol. 186, Galaxy Interactions at Low and High
Redshift, ed. J. E. Barnes & D. B. Sanders, 81
Yun, M. S., Ho, P. T. P., & Lo, K. Y. 1994, Nature, 372, 530

Poblaci´on de C´umulos Estelares en las Galaxias NGC 3077 y

Transcripción

Documentos relacionados

Tomás Ruiz Lara - Universidad de Granada

El Concurso de Arrastre de Piedras con Mulos se consolida como

NGC 1817, NGC 2548 AND NGC 2682a

IMPRESIONANTE ASTROFOTOGRAFÍA ¿DE «AFICIONADO»?