RT info:eu-repo/semantics/masterThesis
T1 Mapping Extinction in Nearby Galaxies
A1 Mantero Castañeda, Eduardo Alberto
A2 Máster Universitario en Astrofísica
AB El estudio de las galaxias y sus componentes nace en los tiempos de los griegos, cuando empezarona preguntarse por la composici´on de la banda luminosa del cielo conocida como la V´ıa L´actea. Esteestudio ha ido evolucionando con el paso de las ´epocas hasta llegar a la actualidad, donde laastrof´ısica gal´actica y extragal´actica forman grandes campos de investigaci´on. Dentro de ellos, elestudio del medio interestelar y sus componentes cobra una gran relevancia debido a que este medioes una de las partes m´as importantes de una galaxia.En este trabajo nos centraremos en el estudio de uno de los componentes m´as importantesdel medio interestelar, el polvo. La importancia del mismo no radica en la cantidad presente enlas galaxias sino en su interacci´on y efectos que produce en la luz que lo atraviesa. El polvo,principalmente, produce extinci´on en la luz provenientes de las estrellas de una galaxia a trav´es dela absorci´on y difusi´on de la misma, siendo mayor la extinci´on en longitudes de onda m´as peque˜nas.Con este estudio, buscamos realizar mapas de extinci´on de galaxias cercanas y estudiar como var´ıaesta dentro de ellas. Adem´as, utilizaremos los mismos datos para estudiar los flujos de las regionesHii de dicha galaxia en longitudes de onda de Hα y Hβ y con ello, obtendremos tambi´en la tasa deformaci´on estelar de distintas zonas en el interior de la galaxia.Los datos utilizados para cumplir dichos objetivos han sido tomados en los proyectos 20170109y 20170110, utilizando el telescopio William Herschel (4.2 m) en la Palma, con la c´amara ACAMcon un campo de visi´on de 8 arcmin. Se tomaron im´agenes de la galaxia NGC628 y NGC5194durante las noches del 9 y 10 de enero del 2017 usando cuatro filtros estrechos distintos, dos deellos conteniendo las l´ıneas de emisi´on estudiadas (Hα y Hβ) y los otros dos el continuo de la galaxiacercano a las mismas. Debido a un problema con los filtros durante las noches de observaci´on, nose han podido utilizar las im´agenes de la galaxia NGC5194 para nuestro estudio, con lo que noscentraremos principalmente en el estudio de NGC628.Las im´agenes de la galaxia fueron reducidas utilizando IRAF [2] siguiendo el procedimientohabitual para este tipo de im´agenes salvo por la calibraci´on de las mismas. El “bias” fue substra´ıdode todas las im´agenes usando los “overscans” presentes en cada una de ellas, seguidamente, secorrigieron de “flat-field” utilizando para ello las im´agenes tomadas en las noches de observaci´onpara cada filtro y tras esto, fueron combinadas todas las im´agenes de un mismo filtro para aumentarel cociente entre la se˜nal y el ruido de la imagen. Al tener distintos “seeings” por ser im´agenesprovenientes de distintas noches de observaci´on, cada imagen fue suavizada para igualar el “seeing”de la peor y con ello poder comparar las im´agenes entre s´ı. El siguiente paso consisti´o en lasubstracci´on del continuo de la galaxia para obtener as´ı una ´unica imagen para cada l´ınea de emisi´on. Finalmente, estas im´agenes fueron calibradas en flujo, pero debido a un problema conlos datos para la calibraci´on tomados esas noches, decidimos realizar una calibraci´on cruzada condatos obtenidos de la bibliograf´ıa, en concreto de S´anchez et al. (2010) [25]. Tras esta calibraci´onobtenemos el factor de escala para tener nuestras im´agenes en unidades apropiadas. Con lo que elresultado del proceso de reducci´on son dos im´agenes, una de cada l´ınea de emisi´on (Hα y Hβ) dela galaxia NGC628.Partiendo de la expresi´on del transporte radiativo, calculamos el coeficiente de extinci´on utilizando para ello la curva de enrojecimiento usual para estudios extragal´acticos extra´ıda de Calzettiet al. (2000) [5]. Con esto podemos calcular el mapa de extinci´on de la galaxia. Adem´as, tambi´enobtenemos la expresi´on para corregir de dicha extinci´on los flujos obtenidos de las im´agenes paracada l´ınea de emisi´on. Finalmente obtendremos la expresi´on para la tasa de formaci´on estelarsiguiendo a Kennicutt et al. (1980) [17], utilizando para ello el flujo en la l´ınea de emisi´on de Hαcorregido de extinci´on.Utilizando las expresiones comentadas, calculamos el mapa de extinci´on para la galaxia NGC628,el mapa obtenido presenta un coeficiente de extinci´on medio de AV = 0.98 ± 0.62, siendo esteresultado comparable con otros valores encontrados en la bibliograf´ıa. Aunque, debido a que elmapa no presenta mucha informaci´on en gran parte de la galaxia (causado por los problemas conla imagen para Hβ), decidimos estudiar distintas regiones Hii de la galaxia para poder estudiarm´as en detalle la extinci´on en distintos puntos de la misma. Para ello, seleccionamos 38 regionesHii repartidas por la galaxia. De estas regiones obtenemos los flujos en ambas l´ıneas de emisi´on,tambi´en la extinci´on y la tasa de formaci´on estelar presentes en ellas. La media de extinci´onen este caso es de AV = 1.54 ± 0.62, sigue siendo un valor comparable a los encontrados en labibliograf´ıa aunque mayor que el obtenido en el mapa de extinci´on. Esta discrepancia esta debidaprincipalmente a que en el mapa de extinci´on, solo tenemos informaci´on de las partes exteriores alas regiones Hii donde el coeficiente de emisi´on es menor mientras que en la tabla calculamos laextinci´on principalmente en regiones de los brazos espirales donde la extinci´on suele ser mayor. Losflujos obtenidos son comparables y en algunos casos id´enticos a otros encontrados en la bibliograf´ıa.La tasa de formaci´on estelar var´ıa entre 0.003 y 0.116 [M /yr] siendo esta variaci´on lo usual paraesta galaxia (Gusev et al. 2015 [14]), adem´as encontramos la existencia de un m´aximo en la tasa deformaci´on a una distancia del centro similar a otras distancias comentadas en otros art´ıculos parael mismo m´aximo. La tasa de formaci´on estelar para la galaxia es de 0.9 [M /yr], un valor menoral encontrado en otros art´ıculos debido a que no hemos considerado todas las regiones existentesen la galaxia.Concluimos este trabaja comentando la posibilidad de obtener este tipo de mapas de extinci´onutilizando metodos de imagen, donde el detalle de los mismos est´a limitado a la dificultad paraobtener im´agenes en Hβ usando la fotometr´ıa tradicional, y d´andonos cuenta de que resulta m´assencillo estudiar regiones Hii por separado que estudiar flujos p´ıxel por p´ıxel en las im´agenes.
YR 2021
FD 2021
LK http://riull.ull.es/xmlui/handle/915/23648
UL http://riull.ull.es/xmlui/handle/915/23648
LA en
DS Repositorio institucional de la Universidad de La Laguna
RD 18-nov-2024