Breaking the limits of low surface brightness in Ultraviolet

Abstract

In recent years, various optical surveys have reached unprecedented depths (& 30 mag arcsec−2 ), facilitating the study of fainter galactic structures. However, ultraviolet bands, which are key for the study of the stellar populations, remain basically unexplored at these depths. In this work, we present a low surface brightness analysis of several nearby galaxies observed by GALEX in the FUV and NUV, adapting and applying methods proven effective in optical surveys. We use data from different GALEX programs of 17 galaxies (13 in FUV). 16 of these galaxies are observed by LIGHTS survey, with IC3211 being in one of the fields. A novel approach to background subtraction is proposed, whereby the deviation of the UV background from a Gaussian distribution is modelled as a Poisson process. Furthermore, the PSF deconvolution algorithms developed for optical data are applied in our sample, using a novel set of PSFs for the GALEX bands. This methodology enables the acquisition of reliable surface brightness profiles with depths of ∼ 28.5 − 31 mag arcsec−2 (3σ; 1000 × 1000), around 1 mag deeper than with the standard techniques. Furthermore, we demonstrate that the application of PSF deconvolution, particularly in FUV, effectively mitigates the excess of light present in the outer regions of certain galaxies when compared to the standard GALEX pipeline. A qualitative analysis of the results is presented, with a particular focus on the study of stellar populations at the edge of galaxies. Low surface brightness friendly algorithms in the UV, applied to the study of edges, will allow us to explore the mechanisms of in-side out growth of the galaxies with much more accuracy.

El estudio de la formación y evolución de las galaxias desde el punto de vista observacional ha experimentado un avance significativo en los últimos años. El desarrollo de telescopios más potentes y de nuevas técnicas de observación y análisis de las imágenes está permitiendo estudiar regiones y propiedades de las galaxias hasta ahora inexploradas. Uno de los avances más significativos consiste en el estudio del bajo brillo superficial (µV & 27 mag arcsec−2 ). Gracias al uso de telescopios de más de 8 metros (como GTC, LBT o Subaru, entre otros), junto con el desarrollo de nuevas técnicas de observación y análisis de datos, se están consiguiendo imágenes de gran profundidad en bandas ópticas, llegando a brillos de hasta µV ∼ 31 mag arcsec−2 (3σ; 1000 × 1000; Trujillo & Fliri 2016). Estas profundidades han abierto la puerta al estudio de estructuras hasta ahora ocultas, como es el caso de los halos estelares o los bordes de las galaxias más allá del Grupo Local. Su estudio puede ayudar a entender los procesos de formación y evolución de dichas galaxias. Recientemente, se han desarrollado varios cartografiados con el objetivo de alcanzar dichas profundidades, tales como el futuro Large Synoptic Survey Telescope (Ivezić et al. 2019), o el reciente LBT Imaging of Galaxy Haloes and Tidal Structures Survey (LIGHTS, Trujillo et al. 2021). Sin embargo, para poder realizar un estudio completo de estas regiones, es necesario contar con datos en otras longitudes de onda como el Ultravioleta, región del espectro con información vital sobre las formaciones estelares más recientes. Con telescopios espaciales como GALEX, diferentes trabajos han proporcionado estudios de las poblaciones estelares a profundidades relativamente altas, logrando identificar estructuras de bajo brillo superficial tales como los discos extendidos en UV (X-UV disks, Thilker et al. 2007). Sin embargo, las técnicas más recientes asociadas al estudio de bajo brillo superficial aún no han sido aplicadas a estos datos. En este trabajo, hemos aplicado estas técnicas al estudio de galaxias en el Ultravioleta con datos de GALEX en las bandas del UV cercano (NUV) y lejano (FUV). Para ello, hemos seleccionado 16 galaxias de la muestra de LIGHTS (12 en FUV) con tiempos de exposición superiores a 1000 s, añadiendo una galaxia en uno de los campos de LIGHTS (IC3211). Este estudio se fundamenta en el desarrollo de una nueva metodología para el análisis de datos de GALEX basada en trabajos previos tanto en el óptico como en el UV. Esta metodología consta de dos partes fundamentales: la caracterización del brillo de fondo y detección de fuentes; y la caracterización y sustracción del efecto de la PSF. Primero, realizamos una detección de fuentes en el NUV, y utilizamos esta para enmascarar ambas bandas y caracterizar el brillo de fondo con su media. Una vez caracterizado, lo sustraemos de la imagen construyendo la distribución de Poisson asociada a esta media. El objetivo de este tipo de sustracción es no solo conseguir un brillo de fondo nulo, si no también transformar la naturaleza Poissoniana del brillo de fondo en el UV (ver por ejemplo, Gil de Paz et al. 2007) en una distribución casi Gaussiana, para poder aplicar algoritmos de detección tales como NoiseChisel (Akhlaghi 2019a), optimizados para estructuras de bajo brillo superficial. Posteriormente, caracterizamos el efecto de las PSF en cada galaxia aplicando la metodología desarrollada para la parte óptica de LIGHTS por Golini et al. (in prep.). Esta está basada en los algoritmos de deconvolución de Wiener (Hunt 1971) y la descomposición fotométrica de la galaxia, asumiendo que el principal efecto de la PSF se ve en su convolución con el modelo de la galaxia. Para ello, hemos construido nuevas PSFs para las bandas de GALEX, extendiendo las disponibles en los archivos hasta 75000, pero usando datos reales de estrellas. Esto es debido a que las colas de las PSFs originales parecen infraestimar las colas de las estrellas más brillantes, haciendo que disminuya el efecto de la convolución del modelo con las mismas. Gracias a la aplicación de esta metodología, conseguimos imágenes con un brillo superficial límite (3σ; 1000 × 1000) de entre 28.5 y 30.5 mag arcsec−2 , con perfiles alcanzando valores creíbles de hasta 31 mag arcsec−2 . Estos valores suponen hasta 1 magnitud más profundos que otros trabajos usando datos de GALEX (Bouquin et al. 2018 entre otros), permitiendo detectar el borde de las galaxias (definido por Trujillo et al. 2020) en el 76 % de la muestra. Para analizar la validez de nuestra metodología, hemos comparado nuestros resultados con la pipeline de GALEX (Morrissey et al. 2007). Gracias a esta comparación, vemos que nuestra forma de medir y sustraer el brillo de fondo evita sobre-sustracciones debidas a estructuras en el brillo de fondo presentes en la pipeline de GALEX, en algunos casos asociadas a una pobre detección de fuentes. El resultado más notable de nuestra metodología, sin embargo, está relacionado con el efecto de la PSF. Somos capaces de demostrar que, en algunas galaxias de la muestra, no tomar en cuenta el efecto de la convolución con la PSF en la banda FUV lleva a un exceso de brillo en las partes más externas de las galaxias, haciendo también que los colores FUV-NUV sean extremadamente azules en estas regiones. Dado que la luminosidad en FUV y el color FUV-NUV están estrechamente relacionados con la formación estelar y la edad de las poblaciones estelares (Bianchi 2011), la sustracción de este efecto es crucial en el estudio de las poblaciones estelares en las afueras de las galaxias. Finalmente, aprovechamos las profundidades de nuestros resultados para dar una interpretación cualitativa de los perfiles de brillo y color. Primero, analizamos la validez de los bordes detectados en los perfiles, prestando especial atención a aquellos casos donde la definición de un solo borde parece difícil y a qué es debido esto. Por otro lado, tratamos de localizar algunas estructuras de bajo brillo superficial, centrándonos en un posible disco extendido y preguntándonos si es posible detectar halos estelares en el NUV. El trabajo concluye con un primer estudio cuantitativo de los ratios de formación estelar y edades de dos galaxias, analizando la validez de los resultados y los límites de las calibraciones utilizadas. En resumen, este trabajo presenta una metodología novedosa para el estudio de la parte Ultravioleta de las galaxias. Con unos algoritmos centrados en el bajo brillo superficial, esperamos que, aplicados al estudio de los bordes de las galaxias, esta metodología nos permita explorar los mecanismos de crecimiento de las galaxias con mucho más detalle