RT info:eu-repo/semantics/masterThesis
T1 Galactic archaeology: describing stellar structures in galaxies via 2D photometric decompositions
A1 Fernández Arroyo, Lucía
A2 Máster Universitario en Astrofísica
AB La Spitzer Survey of Stellar Structures in Galaxies (S4G) consiste en una muestra de imágenes profundas a 3.6 y 4.5 µm de 2352 galaxias, tomadas con el instrumento Infrared Array Camera (IRAC)instalado en el Telescopio Espacial Spitzer (Sheth et al. 2010). La selección de galaxias está basada en suvelocidad radial (Vradio < 3000 km/s), así como en la magnitud total en B corregida (mBcorr < 15.5 mag),el diámetro angular isofotal (D25 > 1′.0) y la latitud Galáctica (|b| > 30◦), según los datos recogidosen HyperLEDA (Paturel et al. 2003). Sin embargo, la muestra presenta un sesgo importante. Debido aque las velocidades radiales fueron tomadas de fuentes que caracterizaban la línea de HI, se excluyeron,mayoritariamente, galaxias de tipo temprano con bajo contenido en gas (con velocidad radiales tomadasen el rango óptico). Por este motivo, el equipo de S4G llevó a cabo una muestra adicional de 465 galaxias(extensión de Early Type Galaxies, o de ETGs) con los mismos criterios que la original (Sheth et al.2013) pero con velocidad radial medida a partir de espectros en el óptico, con el fin de rellenar aquellostipos morfológicos tempranos que no se pudieron estudiar originalmente.La pipeline de la S4G original consta de cinco partes: la Pipeline 1 (P1, Regan 2013) se basa enel tratamiento de las imágenes original; la Pipeline 2 (P2, Muñoz-Mateos et al. 2015) en la creaciónde máscaras para dichas imágenes, en caso de objetos que las puedan afectar; en la Pipeline 3 (P3,Muñoz-Mateos et al. 2015) se derivan perfiles radiales de parámetros globales de las galaxias (tamaño,magnitud, color, etc.); en la Pipeline 4 (P4, Salo et al. 2015) se realizan descomposiciones fotométricasde las estructuras galácticas, y en la Pipeline 5 (P5, Querejeta et al. 2015b) se corrigen las imágenesfinales por contaminantes (por ejemplo, polvo caliente). Sin embargo, para la extensión de ETGs se hanpublicado resultados hasta la P3 (Watkins et al. 2022). En este trabajo se han realizado descomposicionesfotométricas en dos dimensiones de la extensión con GALFIT (Peng et al. 2002, Peng et al. 2010), siguiendo los criterios establecidos para las descomposiciones en la P4 de la S4G original, y es fundamentalpara la futura publicación de la P4 de la extensión.Los modelos fotométricos finales para cada galaxia se construyeron a partir de cuatro funciones distintas: función de Sérsic, disco exponencial, perfil de Ferrers modificado y psf. En las descomposicionesestá permitido usar cualquier combinación de estas funciones, pero están limitadas a un máximo decuatro componentes, y se realizaron para todas las imágenes disponibles, excepto para las galaxias conorientación de canto. Los modelos finales para cada galaxia tienen asociado un criterio de calidad (qualityflag, QF) que indica el grado de fiabilidad del modelo y que varía entre 1 y 5. Aquellas galaxias concriterio 1 o 2 (en resumen, aquellas cuyas imágenes originales no son de buena calidad o con morfologíamuy distorsionada) fueron excluidas. Finalmente, se obtuvieron 380 descomposiciones válidas para suposterior análisis.La parte final de este trabajo se centra en el análisis de parámetros derivados de las distintas estructuras de las galaxias, con el fin de entender la naturaleza de las mismas. Para ello, se agrupan las galaxiasen su tipo de Hubble y se realiza la estadística para cada tipo de la fracción de luminosidad del bulbo(B/T), el índice de Sérsic, la fracción de luminosidad de las barras (Bar/T), y la longitud de escala (hr)y brillo superficial central de los discos (µ0), todo en función del tipo de Hubble. Este análisis conduce auna discusión sobre los tipos de bulbo (clásicos y pseudobulbos) que se pueden encontrar en las galaxiasde la extensión, así como la posible influencia de las barras en los parámetros derivados de los discos (hry µ0). Adicionalmente, también se discute la distribución de tipos morfológicos de la muestra y de losdistintos tipos de modelos usados.Los modelos obtenidos para la muestra original de S4G también tienen importancia en este trabajo.La comparación de estos con los derivados para la extensión permite descubrir sesgos en la creación demodelos de ambas muestras: aunque se han intentado seguir los mismos criterios que en la P4 original,también se ha considerado que i) los modelos de galaxias elípticas pueden contener más de un pérfil deSérsic y ii) se ha intentado modelar las partes externas de las galaxias con discos adicionales. Este último punto entra en conflicto con uno de los razonamientos de la P4 original, que asume que un único discoexponencial es suficiente para una primera estimación de lo parámetros del disco de una galaxia (aunqueen casos excepcionales se usa más de un disco exponencial). A la hora de derivar la longitud de escalay el brillo superficial central se optó por considerar los discos más externos. Esta decisión no afecta alpropio análisis de las ETGs (al menos dentro del alcance de este trabajo) pero sí a la comparación de lasmuestras. Debido a esto, también se presentan los resultados de estos mismos parámetros pero usandoel disco interno.En las conclusiones se recogen los resultados más importantes obtenidos en este trabajo. En cuantoa las galaxias de la extensión de ETGs, se discuten los valores de los párametros calculados, además decómo la propia morfología de las galaxias puede llegar a afectarlos (p.e, la presencia de pseudobulbosy la influencia de las barras en los párametros de los discos). La comparación con las galaxias de laS4G, como se ha comentado anteriormente, resalta los sesgos en las descomposiciones de ambas muestras: en particular para las elípticas y las galaxias con disco. Es necesario revisar estas peculiaridadesantes de plantear un análisis definitivo de todas las galaxias, pero esto no minimiza la importancia de lasdescomposiciones fotométricas realizadas para la publicación de la Pipeline 4 de la extensión de ETGs.Finalmente, se indica una posible línea de estudio adicionale: la influencia de los anillos estelares sobrelas descomposiciones.
YR 2022
FD 2022
LK http://riull.ull.es/xmlui/handle/915/32039
UL http://riull.ull.es/xmlui/handle/915/32039
LA en
DS Repositorio institucional de la Universidad de La Laguna
RD 08-jun-2024