Espectroscop a estelar sint etica, aplicaciones astrof sicas · con modelos estelares que siguen...

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Espectroscop´ ıa estelar sint´ etica, aplicaciones astrof´ ısicas Mar´ ıa Elizabeth Rojas Acosta Bogot´ a 2015

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Espectroscopıa estelar sintetica aplicacionesastrofısicas

Marıa Elizabeth Rojas Acosta

Bogota 2015

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Marıa Elizabeth Rojas Acosta

Universidad Nacional de ColombiaFacultad de Ciencias

Observatorio Astronomico NacionalBogota2015

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Marıa Elizabeth Rojas Acosta

Trabajo de tesis de maestıa sometido como requisito para optar al tıtulo de Magıster enCiencias - Astronomıa

DirectorMario Armando Higuera Garzon

Universidad Nacional de ColombiaFacultad de Ciencias

Observatorio Astronomico NacionalBogota2015

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Pagina de aceptacion

Jurado

Jurado

DrMario Armando Higuera GarzonDirector

Bogota 2015

iii Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Vivimos en un universo cuya edad no podemoscalcular del todo rodeado de estrellas cuyasdistancias de nosotros y entre ellas no podemosconocer llenos de materia que no somoscapaces de identificar que opera segun las leyesde la fısica cuyas propiedades no entendemosen realidad

Bill Bryson- Historia de la Ciencia

iv Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

A mi famila a mi madre y a aquel que todo love

Bogota 2015

v Marıa E Rojas A

Indice general

Acronimos 1

Introduccion 3

1 Fundamentos de Espectroscopıa 611 Fundamentos 712 Espectros Astrofısicos 1113 Nucleos Activos de Galaxias 12

2 Sistema NGC6240 15

Sistema NGC6240 15

3 Codigo de Sıntesis Espectral 1731 Modelo Fısico - Matematico 1832 Modelo Computacional 2033 Bases Espectrales 21

331 Construccion de una Poblacion Estelar Simple (SSPs) 21332 Modelos de Poblaciones Estelares Simples 23

4 Extraccion y Analisis de Espectros 2841 Reduccion 2842 Caracterizacion 32

5 Espectroscopıa Sintetica 3451 Sıntesis espectral 3452 Sustraccion espectral 3753 Caracterizacion espectral 39

vi

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

531 Clasificacion de NGC6240 3954 Propiedades fısicas de NGC6240 40

6 Conclusiones 43Bibliografıa 45

7 Anexos 51

INDICE GENERAL vii Marıa E Rojas A

Indice de cuadros

11 Lıneas de absorcion y emision reportadas en la literatura 12

31 Trayectorias Evolutivas usadas en BC03 Fuente BC03 2432 Bibliotecas de espectros estelares de BC03 Fuente BC03 2533 Diferentes calibraciones basadas BaSeL Fuente BC03 25

41 Resumen de las observaciones espectroscopicas de NGC6240 2842 Lıneas identificadas en la Zona I de NGC6240 3243 Lıneas identificadas en la Zona IV de NGC6240 33

51 Calidad del ajuste de Starlight 3552 Lıneas de Emision Zona I de NGC6240 3953 Lıneas de Emision Zona IV de NGC6240 4054 Calidad del ajuste de Starlight 4155 Porcentaje de formacion estelar sintetica de NGC6240 4156 Porcentaje de la metalicidad media en la sıntesis de NGC6240 42

71 Base N 5772 Mascara General 59

viii

Indice de figuras

11 Representacion de los procesos de emision y absorcion 712 Transiciones entre los niveles de energıa 813 Representacion grafica de un perfil de lınea 1014 Representacion grafica de FWHM (Ancho total a la mitad de la altura por

sus siglas en ingles) 1115 Galaxia normal NGC224 fuente NED 1316 Galaxia con nucleo activo MRK 0699 fuente SDSS 13

31 Espectros de SSPs del modelo BC03 Bruzual amp Charlot 2003 para dife-rentes metalicidades 27

41 Reduccion espectral para el filtro Rojo separacion espacial fuente MarioA Higuera G 29

42 Imagen fotografica del HST de NGC6240 3043 Espectros reducidos del visible para NGC6240 31

51 Ajuste espectral sintetico de la formacion estelar zona espectral I de NGC6240 3552 Ajuste espectral sintetico de la formacion estelar zona espectral IV de

NGC6240 3653 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral I de NGC6240 3754 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral VI de NGC6240 38

ix

Acronimos

A amp A Astronomy and Astrophysics

AGN Active Galactic Nucleus

AJ Astronomical Journal

ApJ Astrophysical Journal

ApJS Astrophysical Journal Supplement

BH Black Hole

BLR Broad line Region

BPT Baldwin Philips amp Terlevich

ChJAampA Chinese Astronomy amp Astrophysics

FWHM Full Width Half Maximum

HST Hubble Space Telescope

IR Infrared

IRAS Infrared Astronomical Satellite

ISO Infrared Space Observatory

LINER Low-ionization Nuclear Emission-line Region

LIRG Luminous Infrared Galaxy

MNRAS Monthly Notices of the Royal Astronomical Society

NED (NASAIPAC EXTRAGALACTIC DATABASE

NLR Near-infrared

NLSy1 Narrow-line Radio Galaxy

SB Starburst

1

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SDSS Sloan Digital Sky Survey

SED Spectral Energy Distribution

SFR Star Formation Rate

Sy1 Seyfert 1

Sy2 Seyfert 2

ULIRG Ultraluminous Infrared Galaxy

INDICE DE FIGURAS 2 Marıa E Rojas A

Introduccion

El continuo generado por una fuente estelar o galactica en un rango de longitudes de ondaentre 3500 A a 6000 A presenta cambios en su forma al interactuar con una nube a me-nor temperatura como su propia atmosfera en el caso estelar Este proceso fısicamentese atribuye a transiciones electronicas donde los fotones que producen el continuo cedensu energıa siendo en algunos casos la energıa necesaria para que electrones de los atomospresentes en la nube realicen transiciones a un nivel de mayor energıa generando ası undecaimiento en el continuo con la presencia de lıneas de absorcion Sin embargo estosno son los unicos procesos fısicos que pueden influir en el cambio del continuo de unafuente por ejemplo en galaxias con un nucleo activo como huesped se presentan procesosde excitacion generados por la colision de los atomos debidos a las altas temperaturas enla vecindad del disco de acrecion generando un exceso de fotones que se ven reflejadoscon lıneas de emision que se superponen en el continuo de la fuente en la direccion deobservacion

Al obtener el espectro de un nucleo activo se posee informacion de la fuente fotoionizanteresponsable del continuo y sobre el la superposicion de las lıneas de emision El problemadel espectro observado radica en la presencia de lıneas de absorcion que por su naturale-za provienen de la formacion estelar de la zona circundante al nucleo y que contaminanla informacion proveniente del nucleo activo Se hace entonces necesario minimizar laformacion estelar de este espectro mediante modelos matematicos de espectros estelaressemejantes a fin de sustraerlas del espectro original y tener solamente informacion de lafuente

Los modelos matematicos que permiten determinar las propiedades fısicas (edad meta-licidad e historia de la formacion estelar) con base en el continuo y lıneas emitido poruna galaxia consisten en reproducir un espectro integrador mediante la combinacion li-neal de espectros individuales de varias estrellas tomadas de una amplia librerıa (Sprinrad

3

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

amp Taylor 1970 Faber 1972 Pritchet 1977 Pickles 1985) Modelos mas recientes se ba-san en dos metodos de sıntesis de poblacion estelar El primero de ellos es la Sıntesis dePoblacion Estelar Evolutiva (SPEE) que realiza una comparacion de los datos de galaxiascon modelos estelares que siguen una lınea de tiempo producidos por la combinacion debibliotecas de evolucion estelar espectros estelares con funcion de masa inicial (FMI1) ehistoria quımica definida (Arimoto y Yoshii 1987 Guiderdoni y Rocca-Volmerange 1987Bressan et al 1993 Fioc y Rocca-Volmerange 1997 Vazdekis 1999 Bruzual y Char-lot 2003 Le Borgne et al 2003) El segundo metodo es la Sıntesis de Poblacion EstelarSemi-Empırica (SPESE) en la que se reproducen el continuo las lıneas de emision y laslıneas de absorcion con la combinacion lineal de sistemas simples de observaciones de altaresolucion con caracterısticas conocidas como metalicidad masa y edad (Bica 1988 Pe-lat 1997 Cid Fernandes et al 2001 Moultaka et al 2004) y avances teoricos (Prugnielamp Soubiran 2001 Le Borgne et al 2003 Bruzual SCharlot 2003 Bertone et al 2004Gonzalez Delgado et al 2004) reunidas en librerias las de como Vazdekis (1999) y LeBorgne et al (2004) entre otras

Los dos metodos se apoyan tambien en el tipo de datos analizados por ejemplo existenanalisis por colores (Wood 1966) por anchos equivalentes en la lınea de absorcion porındice espectral (Worthey 1994 Kauffmann et al 2003) y por caracterısticas de emisiontanto estelar como nebular (Leitherer et al 1995 Schaerer amp Vacca 1998 Mas-Hesse ampKunth 1991 Kewley et al 2001)

Un resultado claro de la sintesis espectral en el optico es la historia y evolucion de laformacion estelar de las galaxias tipo ULIRG2 que para el caso del sistema en colisionArp220 fue obtenida mediante el codigo Starlight (Cid Fernandes et al 2005) y pos-teriormente confirmada con el codigo Confit (Tadhunter et al 2005 Rodrıguez Zaurınet al 2007) y la obtencion de un chi-cuadrado χ2 entre las observaciones y los modelosde poblaciones estelares simples (J Rodrıguez Zaurın et al 2008) Con la obtencion dela sıntesis de la poblacion estelar del sistema Arp220 fue posible clasificar la poblacionestelar dominante en la region nuclear del sistema y confirmar con la literatura el origende la gran luminosidad de las ULIRG asociada a la interaccion entre galaxia y galaxia

El trabajo de J Rodrıguez Zaurın motiva a realizar una investigacion orientada ahora agalaxias tipo LIRGs3 del universo local (z le 02) como el sistema en fusion NGC6240que tiene una luminosidad de 3 5 times 1011 L en el infrarrojo (Yun amp Carilli 2002) y escatalogado como un nucleo activo (DePoy et al 1986)

1Funcion de Masa Inicial es una funcion de prueba que permite calcular cuanta masa puede tener unaestrella

2Galaxias ultraluminosas infrarrojas (ULIRGs) Untraluminous Infrared Galaxies con luminosidadLIR gt 1012L

3Galaxias luminosas infrarrojas (LIRGs) Luminous Infrared Galaxies con luminosidades entre LIR =1011 minus 1012L

INDICE DE FIGURAS 4 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

El objetivo de este trabajo consistio en recalibrar las lıneas de emision de los espectrosdel sistema NGC6240 que se encuentran contaminadas por las lıneas de absorcion pro-venientes de la formacion estelar de los espectros obtenidos por Rosa Gomez Delgadoinvestigadora adscrita al Instituto Astrofısico de Andalucia (IAA) mediante la obtencionsintetica de la componente estelar utilizando el codigo de sıntesis espectral Starlight ybases espectrales de Bruzual amp Charlot Para desarrollar este trabajo se llevo a cabo unarevision de los fundamentos de la espectroscopıa los cuales estan descritos en el primercapıtulo de este trabajo una caracterizacion del objeto con base en los reportes de laliteartura capıtulo dos y un analisis de la logica del codigo de sıntesis espectral Starlighta fin de encontrar los espectros que mejor reproducen el espectro original de NGC6240utilizando la biblioteca BC03 capıtulos tres y cuatro

Una vez se definio la base y la estructura del codigo se realizo una reduccion del espectrooriginal obteniendo un espectro caracterizado para las seis zonas mas cercanas al nucleoactivo y utilizadas como espectros de entrada en el codigo Starlight Para cada una de laszonas fue posible obtener el espectro sintetico de la poblacion estelar permitiendo carac-terizar la formacion estelar y a su vez recalibrar las lıneas de emision en sus flujos luegode la sutraccion de la componente estelar sintetica de cada zona del sistema NGC6240

INDICE DE FIGURAS 5 Marıa E Rojas A

CAPITULO 1

Fundamentos de Espectroscopıa

La constante agitacion de los atomos y moleculas al interior de materia que se encuentraa una temperatura superior a 3K ocasiona que esta emita radiacion termica ası cuandoun cuerpo se encuentra a una temperatura mayor que la temperatura de su entorno estese enfriara muy rapido debido a que la energıa de emision (del cuerpo) es mayor que laenergıa de absorcion (su entorno) este proceso ocurre hasta que se alcanza el equilibriotermico con el medio La radiacion emitida se puede analizar mediante el uso de un es-pectrometro el cual permite estimar la temperatura de un cuerpo y la composicion defrecuencias de la radiacion termica emitida Esta tecnica se denomina espectrometrıa

La informacion que se obtiene del estudio espectroscopico permite clasificar los cuerpossegun las caracterısticas de la emision que recibe un receptor en la direccion de observa-cion En la figura 11 se puede observar que a medida que el espectro descrito en la ley decuerpo negro de Planck viaja por el medio se presentan alteraciones en su forma segunla direccion de observacion es ası como para un observador A el continuo que provienede un objeto al atravesar un medio de menor temperatura presenta una disminucion enla intensisdad de la radiacion en la longitud de onda asociada a la transicion electronicagenerando lo que se conoce como lınea de absorcion mientras que un observador en ladireccion B recibe una intensidad de radiacion en una longitud de onda especıfica aso-ciada a una transicion electronica debida a la emision de un foton reflejado en lo que seconoce como lınea de emision Ambos procesos permiten interpretar las caracterısticasdel elemento quımico que se encuentra en el medio atmosfera o nube interestelar

En el presente capıtulo se presenta una breve revision de los conceptos inherentes a laespectroscopıa observacional

6

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

En+1

En

I()

I()

I()

Estrella A

B

Figura 11 Representacion de los procesos de emision y absorcion

11 Fundamentos

Espectro Continuo Representa la intensidad de radiacion de un cuerpo con relaciona la longitud de onda El comportamiento de la radiacion fue descrito por Plancken 1900 como la radiacion de cuerpo negro

ρT (ν)dν =8πν2

c3

ehνκT minus 1 (11)

donde ρT (ν) es el numero de fotones por unidad de volumen existente entre lafrecuencia ν y ν + dν h es la constante de Planck h = 663 times 10minus34 Jtimess κ laconstante de Boltzmann κ = 1 38 times 10minus23JK ν la frecuencia y T la temperaturaabsoluta y c la velocidad de la luz

En esta descripcion la energıa esta cuantizada es decir los atomos y las moleculassolo pueden tener unidades discretas de energıa E = hν y cada valor de energıarepresenta un estado cuantico diferente Atomos y moleculas emiten o absorbenenergıa en paquetes discretos tambien llamados fotones los cuales son emitidoscuando cambian de estado cuantico

Transicion electronica Proceso responsable del cambio de estado cuantico de unatomo o molecula El estado cuantico mas bajo puede ser el fundamental y losestados cuanticos altos los estados excitados Entonces una transicion electronica

11 FUNDAMENTOS 7 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

de un estado cuantico menor a un estado mayor esta asociado a una absorcionde un foton que produce la lınea de absorcion sobre el continuo Sin embargo elestado de excitacion por lo general es de corta duracion produciendo una transicionelectronica en sentido contrario de un estado cuantico mayor a uno de estado menorproduciendo la emision de un foton asociada a la desexcitacion y vista con una lıneade emision en una direccion arbitraria figura 12

Estados excitados

Estado Fundamental

Absorcioacuten

E

Emisioacuten

Figura 12 Transiciones entre los niveles de energıa

Perfil de Lınea Es el nombre que recibe la lınea espectral que observacionalmen-te no es infinitamente delgada sino que presenta un ensanchamiento que fısica ymatematicamente se explica a partir de

1 Ensanchamiento natural relacionado con el principio de incertidumbre de Hei-senberg ∆E∆t = ~ donde ~ es la simplificacion de h

2πsiendo h la contante de

PlanckEl Ensanchamiento natural es la medida de la energıa correspondiente a unatransicion en un tiempo t Matematicamente se expresa como

∆λ asymp λ2

2πc

(1

∆ti+

1

∆ti

) (12)

donde el diferencial energıa es Efoton = hcλ siendo c la velocidad de la luz

se considera del orden de 10minus6A

11 FUNDAMENTOS 8 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

2 Ensanchamiento Doppler debido a que en la nube de gas algunos atomos sealejan y otros se acercan al observador la contribucion total de radiacion sepuede desplazar al rojo y al azul como consecuencia del movimiento del gas enrotacion y se conoce como corrimiento al rojo (y al azul) z definido ası

z =λobservada minus λemitida

λemitida=

∆λ

λemitida= plusmn|vr|

c

donde vr es la velocidad radial en terminos de la velocidad mas probable en ladistribucion de Maxwell- Boltzman asociada a la temperatura local (T ) como

vr =

radic2κT

m

siendo κ la constante de Boltzmann y m la masa Por tanto el ancho de la lınease ve ensanchado matematicamen ası

∆λ =2λemitida

c

radic2κT

m (13)

3 Ensanchamiento colisional asociado a la interaccion de los atomos que se en-cuentran sometidos a altas presiones donde los niveles energeticos son altera-dos por los iones o electrones del ambiente ampliando la lınea debido a la altaprobabilidad de choque con atomos adyacentes Tal ensanchado esta dado por

∆λ =λ2

c

ησ

π

radic2κT

m (14)

donde 1ησ

es trayectoria libre media para colisiones

Entonces una transicion electronica se presenta en un intervalo de frecuenciasν = ∆E

h donde la intensidad de radiacion varıa en la vecindad de una frecuen-

cia central ν0 y se describe a traves de una funcion de probabilidad medianteun perfil de Lorentz o un perfil Gaussiano figura 13

Ancho equivalente (Wλ) es el ancho medido en A de una caja rectangular quecontiene un area igual a la contenida por un perfil de lınea espectral o el areamedida entre el nivel del continuo normalizado a la unidad con referencia cero

Wλ =

intfo(λ)minus fc(λ)

fc(λ)dλ (15)

donde fc(λ) es el flujo del continuo y fo(λ) es el flujo observado medido en A (figura14)

11 FUNDAMENTOS 9 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

F (υ)υο

Inte

nsid

ad d

e ra

diac

ioacuten

φ(υ)

Perfil de Lorentz

Perfil Gaussiano

Figura 13 Representacion grafica de un perfil de lınea

Ancho total a la mitad de la altura (FWHM por sus siglas en ingles) es el anchomedido a la mitad de la altura entre el continuo y el maximo del perfil de lınea y semiden en en A figura 14

Flujo Instantaneo es la energıa por unidad de tiempo que atraviesa un area dSobtenida al integrar la densidad de flujo espectral en todas las frecuencias posibles

F =

int π2

0

int 2π

0

I cos θ sen θdθdφ = πI (16)

siendo I la intensidad total emitida uniformemente en todas las direcciones Unaunidad de medida son los Janskys (10minus26 W mminus2 Hzminus1)

Luminosidad Se define como la energıa por unidad de tiempo emitida por una fuenteluminosa en todas las direcciones es decir en un angulo solido de 4π esteroradianesEn una radiacion isotropica la luminosidad se expresa como

L = 4πR2F (17)

donde F es la densidad de flujo que pasa a traves de una superficie que rodea lafuente luminosa a una distancia R por segundo su unidad de medida son ergs sminus1El termino 4π R2 corresponde al area superficial de la fuente luminosa obtenida dederivar el volumen de la esfera con respecto al radio

11 FUNDAMENTOS 10 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

FWHM

F2

F

120582[Å] 0

119865120582

W

0

FWHM

Figura 14 Representacion grafica de FWHM (Ancho total a la mitad de la altura porsus siglas en ingles)

Luminosidad Especıfica es la energıa en una frecuencia ν emitida por una fuentepor segundo

Lν = 4πR2Fν (18)

12 Espectros Astrofısicos

El espectro de una estrella o una galaxia contiene un continuo proveniente de la fuente yun espectro de lıneas superpuesta sobre el proveniente de las nubes en la vecindad de lafuente Todas las caracterısticas fısicas de estas nubes se adquieren con la interpretacionde las propiedades de las lıneas En el cuadro 11 se encuentran registradas las lıneas deemision y absorcion mas reportadas en la literatura con sus longitudes de onda especıficasen ellas sobresalen las lıneas de hidrogeno (serie de Balmer) lıneas de helio neutro lıneasde hierro doblete hidrogeno lınea de calcio ionizado (K) y la lınea del calcio neutro entreotras

En la figura 15 se observa el espectro de la galaxia NGC224 catalogada como una ga-laxia normal (Peimbert M amp Torres-Peimbert S 1981 Shuder J M Osterbrock DE1981 y Filippenko A V amp Sargent W L W 1988) en donde es posible encontrarlıneas anchas en las lıneas de Hα y Hβ asociadas a la alta velocidad del gas de la zonacentral

12 ESPECTROS ASTROFISICOS 11 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ [A] Lınea λ [A]

[O II] 3726032 [O III] 4958900

He I 3820000 [O III] 5006840

[NeIII] 3868760 C-C 5165000

K Ca-II 3933000 Fe II 5197570

H Ca-II 3968000 [O I] 6300304

HeI 4026000 [O I] 6363776

[S II] 4068600 [N II] 6548050

Fe II 4178862 Hα 6562819

Hδ 4101740 [N II] 6583460

Hγ 4340471 [S II] 6716440

Hβ 4861300 [S II] 6730810

Cuadro 11 Lıneas de absorcion y emision reportadas en la literatura

13 Nucleos Activos de Galaxias

Las galaxias con un nucleo activo (AGNs por sus siglas en ingles) son aquellas galaxiasque contienen una fuente central muy compacta altamente luminosa y emisoras de uncontinuo de gran cantidad de energıa y la presencia de intensas lıneas de emision El mode-lo que mejor describe las caracterısticas observadas en los AGNs es el Modelo Unificadoen donde se plantea que cada AGN contiene un agujero negro supermasivo en la regıoncentral (M amp 109M) y un disco de acrecion fuente del intenso continuo radiado Masdistante existe una region a la cual se le asocia la emision de lıneas denominada region delıneas anchas (BLR con vFWHM gt 100Kms) y mas distante una region de lınea delgadas(NLR con vFWHM lt 100Kms) rodeando un toro oscurecedor

Existen diferentes tipos de AGNs debido al registro de emision entre los que sobresalen

Galaxias Seyfert Objetos que presentan un nucleo brillante con lıneas de emisionproducidas por atomos en un amplio rango de ionizacion Un analisis espectral per-mitio categorizar estos AGNs en dos tipos Seyfert tipo 1 en donde se observan lıneasde emision anchas y Seyfert tipo 2 en donde se observan lıneas de emision estrechasestas galaxias se identifican segun la orientacion de observacion

Quasars AGNs que debido a sus distancias se observan como objetos muy brillantescon halos difusos estas son galaxias tıpicas en los primeros estadıos del universoaunque se encuentren tambien en el universo local

13 NUCLEOS ACTIVOS DE GALAXIAS 12 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

F λ[1

0-14

cm-2s-

1 Å-1]

0

2

4

6

8

λ[Å]3500 4000 4500 5000 5500

NGC224

Figura 15 Galaxia normal NGC224 fuente NED

LINERs (del ingles Low-Ionization Nuclear Emission-line Region) estas galaxiasson de baja luminosidad y sus espectros se asemejan a una tıpica galaxia Seyfert 2

En la figura 16 se presenta un espectro caracterıstico de un nucleo activo en el se puedeobservar que el continuo no responde a la ley de cuerpo negro y que ademas la intensidadde las lıneas de emision es superior a la intensidad de las lıneas de absorcion

F λ[1

0-17

cm-2s-

1 Å-1]

0

500

1000

1500

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Mkr699

Figura 16 Galaxia con nucleo activo MRK 0699 fuente SDSS

En algunas galaxias con nucleos activos tambien es posible encontrar intensa formacionestelar en la vecindad del AGN o en los brazos de la estructura huesped Esta actividadde formacion incrementa la emision en el infrarojo de manera que tambien se puedenclasificar como

13 NUCLEOS ACTIVOS DE GALAXIAS 13 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

LIRGs Galaxias Luminosas en el Infrarrojo (por su siglas en ingles Luminous In-frared Galaxies) con luminosidades L sim 1011L

ULIRGs Galaxias Ultra Luminosas en el Infrarrojo (por su siglas en ingles UltraLuminous Infrared Galaxies) presentan luminosidades L gt 1012L

Starburst galaxias que presentan una tasa de formacion estelar muy alta en un cortoperiodo de tiempo de la galaxia

13 NUCLEOS ACTIVOS DE GALAXIAS 14 Marıa E Rojas A

CAPITULO 2

Sistema NGC6240

NGC6240 (IC4625 UGC10592 MCG00-43-004 VV617 Psk1650+024) es un par inte-ractuante entre una galaxia elıptica y una galaxia ultraluminosa (IRAS 16504 0228)Fosbury amp Wall (1979) con dos nucleos en la region central Fried amp Schulz H (1983)Se encuentra a una distancia de 98 Mpc con ascension recta en 16h 52m 589s y declina-cion +02 24

prime03

primeprime desplazandose con una velocidad promedio de 7339 km sminus1

La morfologıa del sistema presenta una alteracion debida a la interaccion sin embargoSchulz et al (1993) detecta por primera vez la presencia de dos nucleos en la region cen-tral que segun las imagenes en el rojo de Dopita M A et al (2002) presentan fuertescolas de marea asociadas a la fusion hecho que llevo a catalogarla como un sistema demorfologıa compleja Observaciones en el optico han establecido que la separacion entrelos dos nucleos es de aproximadamente 16

primeprime(08 kpc) (Scoville NZ et al 2000) en

sentido norte-sur siendo el nucleo sur el mas brillante mientras que observaciones enradio calculan una separacion de 14

primeprime (Carral Turner amp Ho 1990) con una velocidad

de dispersion entre ellos de 229 km s minus1 (Tecza et al 2000 Genzel et al 2001)

El sistema NGC6240 posee una metalicidad aproximada de una decima solar (Oliva ampOriglia 1998) y es una fuente infrarroja ultraluminosa en donde el 99 de la lumino-sidad es bolometrica en el infrarrojo (Wright et al 1984 Soifer et al 1984) con unaluminosidad aproximada de 3 5times 1011 L (Yun amp Carilli 2002) de donde se estima queen un 50 a 75 es proveniente de un starburst (Genzel et al 1998 Rigopoulou etal 1999 Laurent et al 2000 Lutz et al 2003) mientras que el restante 25 o 50 proviene de la luminosidad del nucleo activo (Komossa et al 2003 Iwasawa amp Comastri1998 Vignati et al 1999 Iwasawa 1999 Matt 1999) derivado de los analisis en rayos Xen la lınea de emision de FeK a 64 keV para ambos nucleos y en la emision del continuo

15

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

a 100 keV

Un analisis del espectro en el optico muestra una fuerte emision en la lınea de [O III]y una debil emision en la lınea [O II] en el nucleo sur que se contrasta con una debilemision en la lınea [O III] y una fuerte emision en la lınea de [O II] del nucleo norteBarbieri C et al (1993) El espectro de NGC 6240 se destaca ademas por la relacionentre la lıneas de emision del hidrogeno molecular y la emision de [Fe II] en 164 micras(Becklin et al 1984 Rieke et al 1985 DePoy et al 1986) siendo la emision de Hα masfuerte al noroeste de la galaxia en contraste con la emision en el rojo al norte y al oestedel sistema El continuo puede ser descrito por modelos de absorcion con una instensidadaproximada de 650 mJy (Van Driel Wet al (2000)) debida a la emision nuclear directa(Vignati et al 1999 Netzer et al 1998)

Los estudios en el optico muestran que la emision de Hα se puede ver afectadas por laabsorcion asociada a la formacion estelar este hecho se refleja en la clasificacion paraeste sistema dentro de la taxonomıa de las galaxias activas ya que que su espectro sepuede clasificar como el de una galaxia con una region nuclear emisora de baja ionizacion(LINER) o Seyfert 2 (Kewley et al 2001 Goldader et al 1997a 1997b Kim et al 1995Veilleux et al 1995)

Existen varios estudios espectroscopicos del infrarrojo (IR) en la literatura (Doyon et al1994 Lester et al 1994) que muestran diferencias en la naturaleza de la poblacion estelarse considera que la poblacion estelar joven es la dominante del sistema Oliva et al (1999)

Otros estudios reportan poca actividad de H2O (Braatz et al 1997) sin embargo se con-firma la presencia de un perfil de absorcion en OH Baan et al (1985 1992) en dondealrededor de la mitad del flujo se concentra en una gruesa estructura de disco ubicadaentre el IR y el radio con una velocidad de 800 km sminus1 y un ancho total de lınea de 1400km sminus1 que revelan la complejidad de la dinamica de gases en este sistema debida a lagran perdida de masa que se aproxima a 500 M anominus1

Las recientes observaciones de NGC6240 realizado por el Satelite Chandra permitieroninvestigar el difuso halo galactico gracias a la emision de rayos X blandos en una regionde 110 times 80 kpc donde el gas tiene una temperatura aproximada de 75 millones deKelvin con una densidad estimada de 25 times 10minus3cmminus3 una masa total de 1010M unaluminosidad de 4 times 1041erg sminus1 y una metalicidad menor a 0 1Z Un analisis espectralespacialmente resuelto revela variaciones en la emision en Hα lo que implica un enri-quecimiento uniforme por parte de las supernovas de tipo II La evidencia observacionalapunta al aumento de la formacion de estrellas dentro de una gran abundancia de gasEmanuele Nardiniet al (2013)

16 Marıa E Rojas A

CAPITULO 3

Codigo de Sıntesis Espectral

Los astronomos han desarrollado algunos metodos para obtener informacion sobre la com-posicion de las estrellas y galaxias Uno de ellos es el analisis e interpretacion de los estadoselectronicos de los iones atomos y moleculas de las atmosferas de las estrellas y medio in-terestelar pertenecientes a una galaxia los cuales son reproducidos matematicamente a finde obtener espectros integrados que reconstruyen el espectro sintetico de la galaxia Hoyse tienen dos escuelas que describen la llamada sıntesis de poblacion estelar Evolutiva ySemi-empirıca En la primera escuela la sıntesis se obtiene al reproducir un biblioteca deespectros a partir de condiciones fısicas hipoteticas como historia de formacion estelarevolucion quımica y funcion de masa inicial sin embargo hay incertidumbre sobre las con-diciones fısicas reales de cada biblioteca En la segunda escuela la sıntesis es el resultadode una combinacion lineal de espectros de estrellas yo aglomerados con incertidumbre enla capacidad de las bases estelares para reproducir las condiciones diversas de las galaxiasGomes (2005)

El Dr Roberto Cid Fernandes desarrollo en 2005 un codigo de sıntesis mediante el al-goritmo Metropolis-Markov llamado Starlight Spectral Synthesis Code -Starlight el cualcombina linealmente elementos de bases estelares construidas a partir de observaciones yelementos de bases de poblaciones estelares simples teoricas con edad metalicidad y masadesarrolladas por Bruzual amp Charlot (2003) En este capıtulo se presenta la configuracionde las propiedades fısicas matematicas y computacionales del codigo Starlight

17

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

31 Modelo Fısico - Matematico

En la sıntesis espectral el espectro de una galaxia se compone de una combinacion linealde espectros de poblaciones estelares dentro de un espacio finito ξN con N componentesy elementos Lj(λ) (j = 1 N) Cada Lj es un espectro que depende de la poblacionestelar en un intervalo de longitud de onda λ La ecuacion principal del modelo de sıntesisespectral es

M(λ) =Nsumj=1

xjLj(λ) (31)

donde xj es el coeficiente de expansion y M(λ) es el espectro modelado de salida Laecuacion 31 puede expresarse como

M(λ)

M(λ0)=

Nsumj=1

xj

(Lj(λ)

Lj(λ0)

) (32)

donde se introduce la condicion de normalizacionsumN

j=1 xj = 1 que se cumplira en lalongitud de onda λ0 Ademas es posible interpretar que

M(λ) es el espectro modelo de prueba que a diferencia del espectro observado O(λ)puede consistir de unicamente lıneas de absorcion y un continuo

λ0 es la longitud de onda normalizada M(λ0) y Lj(λ0) son los valores del modelo

y espectro de la poblacion estelar j en λ0 Para este caso se considera λ0 = 4020 A

xj es el flujo monocromatico de la componente j en λ0 en el espacio ξN con extincionAV Al conjunto minusrarrx equiv (x1 xN) se llama el vector de poblacion e indica en lapractica la fraccion de luz debido a cada elemento N Por lo general esto no sumael 100 de la contribucion de luz

Lj(λ) es la poblacion estelar j del espacio ξN que comprende un elemento de labase Cada uno corresponde a una caracterıstica astrofısica bien definida (edad (tj)

metalicidad (Zj)) asociada a Lj medida en unidades L Aminus1 M

Para hacer un analisis funcional con el objeto de encontrar las relaciones del coeficiente xjes necesario una interpretacion matematica de los dos primeros items y una interpretacionfısica de los dos ultimos ası

1 Producto Interno como las funciones del espacio ξN son analıticas es necesariogarantizar que estas cumplan una relacion de ortogonalidad y ortornormalidad enun intervalo [a b] con respecto a una funcion de peso ε(λ) es decir

(Lm(λ) Ln(λ)) =

int b

a

Lm(λ)times Ln(λ)times ε(λ)dλ = Cmnδmn

31 MODELO FISICO - MATEMATICO 18 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

donde δmn es el delta de Kronecker y Cmn es una constante entonces si δmn es 1para todos los m y n se dice que el conjunto es ortonormal Por tanto

Nsumj

xj = 1 (33)

2 Extincion no se tiene en cuenta en el modelo Se sabe que la luz al atravesarun medio interestelar de gas o polvo presenta fenomenos de absorcion o dispersioncausando el llamado enrojecimiento del espectro el cual debe ser previamente co-rregido

3 Dispersion de velocidad es un proceso fısico debido a la dinamica estelar y estarelacionado con el corrimiento Doppler Ası el efecto neto sera el ensanchamiento delas lıneas de absorcion en el espectro observado (Oλ) efecto que debe ser corregidopreviamente

Incorporando las anteriores consideraciones la ecuacion 32 para un modelo fısico resulta

M(λ)

M(λ0)=

Nsumj=1

xj

(Lj(λ)

Lj(λ0)

)r(λ)otimesG(v σ) (34)

donde

r(λ) equiv 10minus04(AλminusAλ0) es el termino de extincion Aλ es la extincion del polvo en la

longitud de onda λ y Aλ0 es el enrojecimiento en la longitud de onda normalizadaλ0 En este trabajo se asume que la curva de extincion es similar a la de nuestragalaxia por eso se utilizara la ley de extincion de Cardelli et al (1989) Ademas seasume que todas las componentes estelares es decir cada elemento de la base sufreel mismo enrojecimiento AV

G(v σ) es una distribucion gaussiana de velocidades centrada en v con amplitudde dispersion σ Los espectros de base (L1(λ) LN) son convoluıdos1 (sımbolootimes) con G(v σ) para tener el ancho de las lıneas de absorcion y emision de M(λ)debidos a la cinematica estelar

1La convolucion transforma un espectro F (λ) a un espectro I(λ) dado por

I(λ) =

int +infin

minusinfinF

(λprime =

λ

1 + vc

)G(v v σ)dv (35)

31 MODELO FISICO - MATEMATICO 19 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

32 Modelo Computacional

La herramienta computacional que permitio realizar los calculos con la ecuacion 34 seencuentra disponible en wwwstarlightufscbr El codigo realiza una descomposicion deun espectro observado O(λ) sobre una base de espectros de poblaciones estelares simplescomo una combinacion lineal encontrando el mejor ajuste de M(λ) con relacion a O(λ)El ajuste a O(λ) se realiza a traves de la tecnica derivada de la mecanica estadısticaconocida como Simulated Annealing utilizada para encontrar los parametros mınimosmediante el algoritmo Metropolis - cadenas de Markov

χ2 equiv χ2 (minusrarrx M(λ0) Av v σ)) =

λfsumλi

(O(λ)minusM(λ))2 ω(λ)2 (36)

donde ω(λ)2 = eminus1λ es la funcion de peso expresada como la mascaraerror en cada λ

siendo cero para las longitudes de onda con flujos falsos o lıneas enmascardas λi es la lon-gitud de onda inicial y λf la longitud final de la suma en la funcion de χ2 Cid Fernandeset al (2004)

El ajuste se realiza en cuatro etapas

1 Primeros ajustes (First Fits FF) Hace un amplio barrido del espacio de parametros

Programa de enfriamiento el algoritmo pasa a traves de la base N disminu-yendo la temperatura iniciando desde la mas caliente hasta un valor mınimode temperatura definido en el archivo de configuracion siguiendo la funcionde probabilidad de Boltzmann y utilizando el criterio Metropolis planteado enCid Fernandes et al (2004b)

Adaptacion de la funcion peso Ajusta el peso de forma dinamica segun laeficiencia de las temperaturas aceptadas Cid Fernandes et al (2004b)

Criterios de convergencia centralizado en el valor adimensional el cual dacuenta de la convergencia de las cadenas asociado a cada elemento de la baseGelman y Rubin et al (1992)

Parametros cinematicos se define un valor para v y σ que se mantiene cons-tante en todo el algoritmo Metropolis Cid Fernandes et al (2004b)

2 Correcciones (Clip amp Refit) permite comprobar el peso asignado a cada punto res-pecto al espectro de entrada estableciendo el NSIGMA de ajuste

3 Apropiacion (Burn-In) es considerada la ultima etapa de Starlight ya que tomatodas las cadenas de Markov construidas en el paso anterior que tengan mayorpeso para encontrar ası el mejor ajuste de un espectro de entrada respecto a cadacadena

32 MODELO COMPUTACIONAL 20 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

4 Ultimos ajustes (EX0) desecha los componentes irrelevantes de la base N y afina elajuste generando el archivo de salida

33 Bases Espectrales

Una base espectral utiliza poblaciones estelares simples (SSPs) representadas mediantecumulos de estrellas que nacen a partir de una misma nube de gas con composicion quı-mica homogenea a traves de una formacion estelar intensa y caracterizada por tener unaedad y metalicidad bien definida

Definir las componentes N de la base es de vital importancia para que los resultadostengan alguna conexion con la realidad por ejemplo si se desea identificar la edad delas componentes estelares de una galaxia es necesario que la base precise dentro de susparametros la edad o metalicidad de cada N

331 Construccion de una Poblacion Estelar Simple (SSPs)

El metodo para generar la base de poblaciones estelares contiene tres componentes prin-cipales

1 Observaciones reunidas en bibliotecas estelares de espectros Estas varıan segun latemperatura y la luminosidad de las estrellas de acuerdo con las regiones que sepueden establecer en el diagrama Hertzsprung-Russell (HR)

2 Modelos teoricos de trayectorias evolutivas Estas predicen como serıa la evolucionde las estrellas en un diagrama HR que aportan a la formalizacion de una poblacionestelar

3 Funcion de masa inicial (FMI) φ(m) Pondera el numero de estrellas de masa entrem y m + dm independiente del tiempo y normalizada como

intmφ(m)dm = 1

El espectro de una estrella de masa m que depende de la longitud de onda λ la metali-cidad Z y la edad tprime definido por I(λm t

prime Z) en luminosidades solares [L] y con untiempo de vida τ(m) se define como

I(λm tprime Z) =

f(λm t

prime Z) si tprime le τ(m)

0 si tprime gt τ(m)(37)

donde f es una funcion de λm tprime y Z

Ahora se define

Ψ(tprime) tasa de formacion estelar

33 BASES ESPECTRALES 21 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Z(tprime) ley de enriquecimiento quımico

si se tiene una nube de gas con formacion estelar donde despues de un tiempo de vidat se tienen varias estrellas de distintas masas con edad tprime se debe satisfacer la relaciontprime le t ya que las estrellas no pueden ser mayores que el sistema Sin embargo las estre-llas con edades tprime nacieron en un tiempo t minus tprime donde la tasa de formacion estelar y elenriquecimiento quımico son diferentes de las actuales

El numero de estrellas con edad entre tprime y tprime+dtprime y masas entre m y m+dm en un tiempot esta dada por

dN(t) = Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdtprime (38)

Si la metalicidad esta dada por Z(tminus tprime) la suma de los espectros de las estrellas de edadentre tprime y tprime + dtprime y de masas entre m y m+ dm en el tiempo t es

I total(λm tprime Z(tminus tprime)) = I(λm t

prime Z(tminus tprime))times dN(t)

I total(λm tprime Z(tminus tprime)) = I(λm t

prime Z(tminus tprime))Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdtprime (39)

El espectro total en el tiempo t teniendo en cuenta todas las estrellas con masas entre ellımite inferior de las masas estelares (Mupp) y el lımite superior de masas estelares (Mlow)es

I(λ t) =

int t

0

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(tminus tprime))Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdt

prime (310)

Esta es la ecuacion general para crear un espectro l(λ t) de poblaciones estelares sujetoa una tasa de formacion estelar y a un enriquecimiento quımico determinado Por tantopara formar una poblacion estelar simple con una metalicidad Z y una edad t bien definidasolamente es necesario establecer Ψ(tminus tprime) como

Ψ(tminus tprime) = C times δ(tminus tprime) (311)

donde C es una constante de dimensiones [C] equiv [M] y δ(t minus tprime) equiv [anominus1] Luego laecuacion 310 se reemplaza por

I(λ t) =

int t

0

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(tminus tprime))Cδ(tminus tprime)φ(m)dmdt

prime (312)

Por tanto el espectro con una metalicidad definida en un tiempo tprime = 0 es

I(λ t) = C

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(0))φ(m)dm (313)

Con una poblacion estelar simple es posible generar los elementos de la base a partir dela ecuacion 313 como

33 BASES ESPECTRALES 22 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

L(λ t Z(0)) =I(λ t)

C

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(0))φ(m)dm (314)

L(λ t Z(0)) puede ser llamado Lj(λ) cuando t = tj y Z(0) = Zj con unidades [Lminus1Mminus1

]Por lo tanto el termino Lj(λ) se puede expresar como

Lj(λ) asympsumi

I(mi tj Z(j))φ(mi)∆mi donde τ(mi) le tj (315)

indicando que para calcular Lj(λ) se suman los espectros individuales de estrellas de unabiblioteca estelar dada a lo largo de una edad tj y metalicidad Zj por una funcion de masainicial

332 Modelos de Poblaciones Estelares Simples

Los espectros de las estrellas Lj(λ) se agrupan en diferentes modelos de poblaciones es-telares simples (SSPs) difiriendo en el conjunto de bibliotecas estelares y requerimientosevolutivos pero todos utilizan la funcion de masa de Chabrier (2003)

Υ(logm) prop

exp[minus

(logm minus logmc)2

2σ2

] si m le 1M

mminus13 si m gt 1M

(316)

con mc = 0008 y σ = 0069 Esta funcion de masa indica la cantidad de estrellas en unintervalo logarıtmico de masa 2

Los modelos utilizados son

STELIB (Stellar Library) contiene 249 estrellas observadas entre 3200A - 9500A yresolucion espectral de 3A (Le Borgne et al 2003)

2 podemos reemplazar φ(m) con la condicion de normalizacionint Mupp

Mlow

mΥ(logm)d logm = 1 (317)

con d logm

dm= 1

m ln 10 = d logm

dm= log e

m tenemos

log e

int Mupp

Mlow

Υ(logm)dm =

int Mupp

Mlow

mφ(m)dm = 1 (318)

por tanto

φ(m) = log eΥ(logm)

m (319)

33 BASES ESPECTRALES 23 Marıa E Rojas A

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Nombre Metalicidad [Z] Fuente

Padova 1994 0001ndash 010 Alongi et al (1993)

Bressan et al (1993)

Fagotto et al (1994a)

Fagotto et al (1994b)

Girardi et al (1996)

Padova 2000 00004 ndash003 Girardi et al (2000)

Geneva 002 Schaller et al (1992)

Charbonnel et al (1996)

Charbonnel et al (1999)

Cuadro 31 Trayectorias Evolutivas usadas en BC03 Fuente BC03

MILES (A Medium Resolution INT Library of Empirical Spectra) Contiene 985estrellas observadas entre 3200A - 7500A y resolucion media de 23A (Sanchez-Blazquez et al 2006)

Granada contiene 1654 espectros estelares compuestos con modelos de atmosferaestelar entre 3000A - 7000A y resolucion espectral de 03A (Martins et al 2005)

Bruzual amp Charlot (2003 BC03) Contiene 26 modelos de base con SSPs calculadosutilizando trayectoria evolutiva de Padova 1994 (Alongi et al 1993 Bressan et al1993 Fagotto et al 1994 Girardi et al 1996) cada base contiene 221 espectros dealta resolucion con edades desde t = 0 a t = 20 Giga anos en un rango de 3200A -9500A en unidades de LAminus1 Mminus1

13 de estas SSPS utilizan la FMI de Chabrier(2003) con Mlow = 01 M y Mupp = 100 M normalizados a una masa total de1M en las estrellas a la edad t = 0 las otras 13 SSPs son analogos Salpeter

Para este trabajo se adapto la base de poblaciones estelares simples de la biblioteca deBruzual e Charlot (2003 BC03) que se basa en trayectorias evolutivas y en bibliotecasde espectros estelares descritas en la tabla 31 32 y 33 La mayorıa de los resultadospublicados de Starlight usan este modelo por su amplia gama en edades y metalicidades

Para reproducir la formacion estelar de NGC6240 se utiliza una base que contiene 200SSPs con edades entre 2 times 106 y 13times1010 anos con resolucion de 3A en un rango de3200A a 9500A para las metalicidades de 02Z (m42) 04Z (m52) 1Z (m62) y 25Z(m72) con rutas evolutivas de Padova 1994 libreria STELIB 2003 y funcion masa inicialde Chabrier (2003) mostrados en el cuadro anexo 71 y visualizados en la figura 31 Ca-da una de las figuras representa una metalicidad de la base con sus respectivos 50 SSPscorrespondientes a diferentes edades En ellas es posible observar que los espectros se

33 BASES ESPECTRALES 24 Marıa E Rojas A

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Nombre Tipo Intervalo de Resolucion Intervalo de Fuente

longitud de onda metalididad

BaSeL teorica 91 A a 160 micro m 300 105Z a 10Z Kurucz (1995 pc)

Bessel et al (1989)

Bessel et al (1991)

Fluks et al (1994)

Allard amp Hauschidt (1995)

Rauch (2002)

STELIB observacional 3200A a 9500A 2000 - 20 lt[FeH] lt050 Le Borgne et al (2003)

Pickles observacional 1205A a 25 micro m 500 Z Pickles (1998)

Fanelli et al (1992)

Cuadro 32 Bibliotecas de espectros estelares de BC03 Fuente BC03

Nombre Calibracion Fuente

BaSeL 10 teorica Lejeune et al (1997)

Lejeune et al (1998)

BaSeL 22 semi-empırica Lejeune et al (1997)

Lejeune et al (1998)

BaSeL 31 semi-empırica Westera (2000)

Padova 2000 00004 a 003 Westera et al (2002)

Cuadro 33 Diferentes calibraciones basadas BaSeL Fuente BC03

33 BASES ESPECTRALES 25 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

distribuyen desde la poblacion estelar de mayor temperatura en la parte superior hastalas mas frıas en la parte inferior cada espectro se encuentra calibrado por flujo y sonnormalizados a la unidad de masa solar (M)

Otra caracterıstica de la base BC03 es que no reproduce las lıneas de emision observadaspor lo tanto solo es posible reproducir las lıneas de absorcion debidas a la formacionestelar Es entonces donde el codigo requiere enmascarar o definir rangos de longitud deonda que correspondan a las lıneas de emision con el fin de aumentar la sensibilidaddel ajuste y encontrar ası la componente de absorcion que puede estar siendo opacadapor las lıneas de emision del mismo intervalo Para este trabajo se utiliza la mascarageneral dispuesta dentro del codigo adaptada en la tesis doctoral Natalia Vale Asari(2005) donde se enmascaran la lıneas de emision mas fuertes La mascara esta basada enlos trabajos de Gonzalez-Delgado et al (1995) Pastoriza et al(1993) Benjamin et al(1999) y Zhang et al (2005) y en regiones problematicas de la base de Bruzual y Charlot(2003) asociadas a efectos turbulentos entre 6845A - 6945A y entre 7550A - 7725A y laregion entre 7165A -7210A debida a errores sistematicos La mascara general detallada sepuede ver en la tabla anexa 72

33 BASES ESPECTRALES 26 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

02 Z∘

Log(L λ)[L ∘Å-

1 M∘-

1 ]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

04 Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

file=357911131415171921232527293133353639414345474951535557596163

(a) (b)Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

file=357911131517192123252729313335373941434547495153555759

25Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

y136y135y132y131y130y129y128y127y125y122y121y120y119y118y117y116y115y114y109y106y98y95y94y93y92y90y88y89y97y86y85y84y83y81y59y58y57y56y55y54x51y51y49x48y48y47y46y40y39

(c) (d)

Figura 31 Espectros de SSPs del modelo BC03 Bruzual amp Charlot 2003 para diferentesmetalicidades (a) 02Z (m42) (b) 04Z (m52) (c) 1Z(m62) (d) 25Z(m72) cadametalicidad contiene 50 SSPs con edades entre 2times 106 y 13times 1010 anos Resolucion de3A

33 BASES ESPECTRALES 27 Marıa E Rojas A

CAPITULO 4

Extraccion y Analisis de Espectros

El espectro original se obtuvo con el espectrografo ISIS del telescopio William Herschel de4 2m (WHT) instalado en la Palma (Canarias) utilizando las configuraciones R300B -CCD EEV 12 y R316R - CCD MARCONI2 para los brazos azul y rojo respectivamenteentre 3000A- 5000A y 5000A - 7800A con una escala de 149 segundos de arcomm alo largo de la hendidura El espectro fue cedido por la doctora Rosa Gomez Delgadodel Instituto de Astrofısica de Andalucia Los detalles de la observacion se encuentranregistrados en la tabla 41

Fecha Brazo CCD+gratting Slit PA Slit width (arcsec) texp[sec]

20050910 Red MARCONI2+R316R 88593063 1237020 900

20050909 Blue EEV12+R300B 88620857 1237020 900

Cuadro 41 Resumen de las observaciones espectroscopicas de NGC6240

41 Reduccion

En un espectro obtenido con una apertura donde no es posible identificar cual es lazona espacialmente localizada se hace necesario encontrar la orientacion espacial a fin deajustar la imagen espectral respecto a una imagen fotografica de orientacion conocida Estareorientacion fue realizada por Rosa Gomez Delgado y Mario A Higuera G con rutinas deIRAF (Image Reducction and Astronomical Facilities ver httpwwwirafcom) tomandocomo imagen fotografica de referencia la dispuesta en la base del Telescopio EspacialHubble (HST) ver httphubblesiteorggallery

28

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Figura 41 Reduccion espectral para el filtro Rojo separacion espacial fuente Mario AHiguera G

Un vez reorientado el espectro original se realizo una separacion de la cantidad de luzque paso a traves de la apertura del instrumento para los filtros rojo y azul a lo largodel rango espacial definido En la apertura espacial aparecen todas las fuentes de emisionpresentes en el momento del registro Al visualizarlas con la rutina apall de IRAF figura41 se separan las regiones de estudio

El analisis permito identificar y reducir seis zonas en total para cada filtro que al sersuperpuestas con la imagen fotografica espacial de NGC6240 se distiguieron ası zona Inucleo del sur zona II proximidad hacia el sur de la zona I zona III proximidad hacia elnorte del registro fotografico zona IV nucleo del norte zona V seccion intermedia entrelos dos nucleos y finalmente la zona VI estrella de calibracion

De todas las zonas se obtuvo un espectro para cada filtro estos fueron normalizados ypromediados con el fin de dar unicidad y ası permitir visualizar un espectro del visible enun rango entre 3200A y 7200A para todas las zonas Los espectros obtenidos se corrigieronpor Doppler (z = 0024480 NED ver httpnedipaccaltechedu) y exceso de colorasociado al polvo segun Cardelli et al (1989) en donde

E(BminusV ) = minus232 log

(Rint

Robs

)siendo Rint = 31 y Robs =HαHβ la relacion de flujos previamnete calibados de las lıneasHα y Hβ medidos por tecnica de separacion en LINER1

1LINER herramienta computacional del reporte interno de Richard W Pogge la cual utiliza una

41 REDUCCION 29 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Figura 42 Imagen fotografica del HST de NGC6240

Los espectros al final de la reduccion que se utilizaron para este trabajo se presentan enla figura 43

Al realizar el analisis de cada una de las zonas reducidas se encuentra que las zonas Iy IV presentan espectros asociados a nucleos activos las zonas II y III corresponden alas regiones adyacentes de estos nucleos que debido a su baja razon senal-ruido no serananalizadas en este trabajo la zona V corresponde a la zona intermedia debida a la fuertecomponente estelar presente en el espectro y finalmente la zona VI presenta un espectrocaracterıstico de una estrella identificada en la imagen fotografica que se utiliza comopatron de referencia figura 42

tecnica que define un continuo arbitrario sobre el cual es posible marcar el centro esperado de una lıneasobre un espectro esto permite adquirir los valores de λ centro de lınea FWHM ancho equivalente yflujo de las lıneas tanto de emision como de absorcion

41 REDUCCION 30 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

0

2eminus13

4eminus13

6eminus13

8eminus13

λ[Å]4000 5000 6000

Zona I

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

0

2eminus16

4eminus16

6eminus16

8eminus16

1eminus15

12eminus15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona II

(a) (b)

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

minus2eminus16

minus1eminus16

0

1eminus16

2eminus16

3eminus16

4eminus16

λ[Å]3000 4000 5000 6000 7000

Zona III

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

0

5eminus14

1eminus13

15eminus13

2eminus13

25eminus13

3eminus13

35eminus13

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona IV

(c) (d)

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

minus1eminus16

0

1eminus16

2eminus16

3eminus16

4eminus16

5eminus16

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona V

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

2eminus17

4eminus17

6eminus17

8eminus17

1eminus16

12eminus16

λ[Å]4000 5000 6000 7000

ZonaVI

(e) (f)

Figura 43 Espectros reducidos del visible para NGC6240 (a) Zona I (b) Zona II (c)Zona III (d) Zona IV (e) Zona V (f) Zona VI

41 REDUCCION 31 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

42 Caracterizacion

Los espectros de las zonas I y IV son caracterizados por los valores de λ centro de lıneaFWHM ancho equivalente y flujo de las lıneas de absorcion y emision los cuales se puedenobservar en las tablas 42 y 43 para cada zona respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259856 141934 121105 932365

He I lowast 3820000 38243220 240649 -368885 -331320

[Ne III] 3868760 38665283 196365 960760 849525

K-Ca II lowast 3933000 39298906 825863 -438132 -378235

H-Ca II lowast 3968000 39671277 970000 -270968 -230588

He I 4026000 40302915 870264 207639 172326

[S II] 4068600 40671338 613711 167254 136787

Fe II 4178862 41774009 188631 0157450 0123046

Hδ 4101740 41114917 365668 0608985 0489181

Hγ 4340471 43366045 920191 176589 128710

Hβ 4861300 48590737 156186 132648 538800

[O III] 4958900 49586538 303193 112192 394091

[ OIII] 5006840 50054878 217619 263052 856364

C-C lowast 5165000 51681416 204788 -181874 -0543207

Fe II 5197570 51986562 182212 770700 227194

Na-I(D) lowast 5892000 58881143 119381 -971280 -202980

[O I] 6300304 62998452 208984 297493 540325

[O I] 6363776 63638130 213094 886981 157329

[N II] 6548050 65467163 236476 372079 629095

Hα 6562819 65614551 236476 988640 172153

[N II] 6583460 65830864 236476 950283 194036

[S II] 6716440 67180718 184565 402939 743104

[S II] 6730810 67330210 184565 288223 514382lowast Lınea de absorcion

Cuadro 42 Lıneas identificadas en la Zona I de NGC6240

En la caracterizacion de las dos zonas sobresale una significativa emision de Hβ [OIII]5007A Hα y [NII] 6585A asociadas a la formacion estelar o actividad del nucleo galacticoTambien es posible observar la presencia de lıneas de emision de HeI [OI] en conjuntocon la serie de Balmer Ası mismo fue posible medir la lınea de emision [OII] en 3727Ajunto con las lıneas de H-Ca K-Ca

42 CARACTERIZACION 32 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3728815 37295811 139871 980735 752002

[Ne III] 3868760 38702319 202032 129640 988668

K-Ca II lowast 3933000 39331504 649803 -303453 -241752

H-Ca II lowast 3968000 39680195 689754 -287500 -234462

G-banda lowast 4301000 43048105 301566 -703450 -553622

Hγ 4340471 43404194 808685 104001 0771791

Hβ 4861300 48625376 157743 105704 477370

[O III] 4958900 49602510 204316 867190 374412

[O III] 5006840 50088350 156499 203541 858706

C-C lowast 5165000 51694761 221025 -478236 -186147

[O I] 6300304 62999092 223367 346819 593403

[O I] 6363776 63637612 260837 125170 209970

[N II] 6548050 65507192 180655 374786 791877

Hα 6562819 65663501 180655 788344 165570

[N II] 6583460 65867407 180655 101594 211693

[S II] 6716440 67188540 132432 320833 634206

[S II] 6730810 67328965 185795 414013 81368lowast Lınea de absorcion

Cuadro 43 Lıneas identificadas en la Zona IV de NGC6240

42 CARACTERIZACION 33 Marıa E Rojas A

CAPITULO 5

Espectroscopıa Sintetica

Ajustada la sintesis de poblacion estelar inherente al codigo Starlight se estudio la galaxiaNGC6240 y se obtuvieron propiedades fısicas tales como la composicion estelar a lo largode la historia de la formacion estelar de la galaxia bajo la biblioteca de Bruzual y Char-lot (2003) parametros cineticos como extincion por polvo AV y el vector de poblacionestelar en terminos de una fraccion de luz(xj) obtenidos con la interprestacion del porcen-taje de formacion estelar sintetica y las caracterısticas de las lıneas de absorcion obtenidas

51 Sıntesis espectral

Con el fin de encontrar la sintesis de la poblacion estelar de los dos nucleos del sistema encolision NGC6240 se ejecuto el codigo Starlight para las zonas en las que era posible vi-sualizar la regiones centrales de cada nucleo zonas I y IV Con estos espectros de entradase ejecutaron las combinaciones lineales de la base de Bruzual y Charlot (2003) para lasmetalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z individualmente con esto se identificaron laspoblaciones estelares que contribuıan en la reproduccion sintetica de cada zona Con baseen estos resultados parciales finalmente se construyo la base que mejor representa cadazona respectivamente Esta contiene 200 poblaciones estelares con edades entre 2 times 106

y 13times1010 anos resolucion de 3A en un rango de 3200A a 9500A con metalicidades de02Z 04Z 1Z y 25Z rutas evolutivas de Padova 1994 libreria STELIB y funcionmasa inicial de Chabrier (2003)

La busqueda del mejor ajuste entre el espectro de entrada y el espectro de salida se centroen disminuir al maximo el valor de la relacion [chi2Nleff ] la cual relaciona el valor delχ2 de cada valor de λ Otro valor que se tuvo en cuenta fue la desviacion media porcentual

34

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

de todos los pıxeles con relacion al espectro de entrada [adev( )] los mejores valores seregistraron en la tabla 51

Parametro Zona I Zona IV

[chi2Nleff ] 137545 113193

[adev( )] 638644 446156

Cuadro 51 Calidad del ajuste de Starlight

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

Figura 51 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral I de NGC6240 (trazo negro)

Los espectros de la formacion estelar logrados con este ajuste se muestran en las figuras51 y 52 en donde el trazo rojo representa la formacıon estelar asociada al espectro deentrada representado con el trazo negro de las zonas I y IV respectivamente

En estas figuras se puede observar una componente de absorcion sintetica por cada lıneade emision observada del espectro de entrada como es el caso de las lıneas en la longitudde onda de 3740A 3796A 3837A 3887A 3933A 3969A 4098A 4338A 4100A 4339A4860A 6548A las cuales corresponde a transiciones electronicas conocidas y definidas enel cuadro 11

51 SINTESIS ESPECTRAL 35 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

ObservadoSinteacutetico

Figura 52 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral IV de NGC6240 (trazo negro)

51 SINTESIS ESPECTRAL 36 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

52 Sustraccion espectral

Un vez definida la formacion estelar de cada una de la zonas espectrales se realizo unasustraccion de la formacion estelar asociada a cada zona con el fin de descontaminar elespectro de emision del nucleo activo filtrando ası un espectro de mejores caracterısticasel cual es posible observar en el trazo azul de las figuras 53 y 54

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 53 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral I de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral I de NGC6240 (negro)obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z(b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 37 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 54 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral VI de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral IV de NGC6240(negro) obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Zy 25Z (b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 38 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

53 Caracterizacion espectral

Cada uno de los espectros se caracterizo con la identificacion de todas las lıneas de emisionpresentes en ellas una vez realizada la sustraccion mediante un ajuste de tipo gaussianodefinido en un continuo aleatorio en el software LINER siendo posible obtener el centrode lınea el ancho total a la mitad de la altura (FWHM) y el flujo total visualizados enlas tablas 53 y 53 para las zonas I y IV respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259714 145056 273839 953139

H11 3770630 37686479 440904 425545 149716

H10 3797898 37960681 401993 326624 112110

H9 3835384 38334482 367421 376538 124836

[Ne III] 3868760 38685388 179806 168928 541474

K Ca-II lowast 3933000 39294148 131932 -206818 -623528

H Ca-II 3968000 39691155 446669 468596 135456

He I 4026000 40263750 264590 900988 244257

[S II] 4068600 40721025 240745 173767 446216

Hδ 4101740 40978579 169919 276703 688289

Hγ 4340471 43382275 130266 353231 612874

Hβ 4861300 48594336 151258 -677140 792772

[O III] 4958900 49571484 182238 -129678 227669

[O III] 5006840 50056445 189935 -360470 737521

Fe II 5197570 51990830 217043 -909013 291244

[O I] 6300304 62998164 236848 -365105 644235

[O I] 6363776 63634268 280102 -542065 239085

[NII] 6548050 65466426 250518 -330128 652055

Hα 6562819 65614375 250518 -114643 186725

[N II] 6583460 65836201 250518 -195511 214778

[S II] 6716440 67192485 222886 -472177 102774

[S II] 6730810 67358408 222886 -280570 502474lowast Lınea de absorcion

Cuadro 52 Lıneas de Emision Zona I de NGC6240

531 Clasificacion de NGC6240

Para clasificar a NGC6240 entre los tipos de nucleo activo descritos en la literatura seutilizo las razones de flujo para la ubicacion de este sistema en el diagrama BPT (Bald-win Phillips amp Terlevich 1981) descrito en Cid Fernandes et al (2010) como la mejorseparacion entre galaxias tipo Seyfert LINER y de formacion estelar fuerte mediante la

53 CARACTERIZACION ESPECTRAL 39 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[ O I] 3726032 37296033 143969 -221934 787713

[Ne III] 3868760 38706140 118089 -233171 399531

K Ca-II lowast 3933000 39330952 120923 341232 -383848

S II 4076349 40792864 693475 913706 854107

Hδ 4101742 41004019 936462 679737 301683

Fe II lowast 4303176 43052456 192020 -119689 -283858

Hγ 4340471 43394087 100879 155567 419237

Hβ 4861300 48617803 144197 -647377 680787

[O III] 4958900 49606152 172003 -194691 316305

[O III] 5006840 50090156 161854 -479744 914152

[O I] 6300304 63029087 178476 -155210 621454

[O I] 6363776 63667563 189027 334244 199334

[N II] 6548050 65512285 184697 -152528 896611

Hα 6562819 65665557 184697 -1004495E+06 173249

[N II ] 6583460 65869326 184697 711567 217207

[S II] 6716440 67182754 122346 -459232 516263

[S II] 6730810 67316655 212515 -152349 100130lowast Lınea de absorcion

Cuadro 53 Lıneas de Emision Zona IV de NGC6240

relacion de los flujos de las lıneas de emision de Hα Hβ [NII]λ6584 y [OIII]λ5007 enlog([NII]λ6584 Hα) y log([OIII]λ5007Hβ) que para el caso de la region VI es

log([NII]λ6584 Hα) =020

y

log([OIII]λ5007 Hβ) =-028

lo que ubica a NGC6240 en el diagrama BPT dentro de las galaxia tipo LINER en con-cordancia con el catalogo de Veron-Cetty de (2006)

54 Propiedades fısicas de NGC6240

Los parametros derivados del mejor modelo de la sıntesis permiten adicionalmente calcu-lar y encontrar algunas propiedades fısicas de la galaxia tabla 54 A partir de cada unode estos parametros fue posible asociar las siguientes propiedades

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 40 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Parametro Definicion Zona I Zona IV

[summinus of minus xj( )] Vector de poblacion estelar 9422336 9897032

[Miniminus tot] Fraccion de masa 846570E+02 706677E+03

[Mcor minus tot] Logaritmo de la masa estelar [M] 613714E+02 363687E+03

[v0minusmin(kms)] -11323 -13292

[vdminusmin(kms)] 4700 8439

[AV minusmin(mag)] Atenuacion del polvo [magnitud] -10000 -10000

Cuadro 54 Calidad del ajuste de Starlight

Zona OSP IPS YPS

I 0 176488 765745

IV 06582 355544 614753

Cuadro 55 Porcentaje de formacion estelar sintetica de NGC6240 poblacion estelar joven(YSPs) t le 0 1 Giga anos poblacion estelar con edad intermedia (ISP) 0 1 lt tISP le 2Giga anos la poblacion estelar con edad superior (OSP) 125 Giga ano Rodrıguez ZaurınJ et al (2008)

EdadLa interpretacion del termino [summinus of minus xj( )] vector poblacion xj discutido enla seccion 31 permitio clasificar la poblacion estelar sintetica en i poblacion estelarjoven (YSPs) con componentes estelares de edad t le 0 1 Giga ano ii poblacionestelar con edad intermedia (ISP) con componentes de edad entre 0 1 lt tISP le 2Giga ano y iii poblacion estelar con edad superior (OSP) con componentes de edadmayor que 12 5 Giga ano Rodrıguez Zaurın J et al (2008) Es entonces como alrealizar un tabulacion de este vector en la sıntesis de NGC6240 se puede concluirque mas del 60 de la poblacion estelar corresponde a poblacion estelar joven elporcentaje de cada componente segun la zona se especifica en la cuadro 55

MetalicidadEl porcentaje de las metalicidades empleadas para reproducir el sistema NGC6240fueron tabulados en el cuadro 56 Se puede concluir que existe una contribucion depoblacion estelar de tipo frıo K o M ya que la metalicidad de este tipo de poblacioneses aproximadamente cero mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para lazona IV pertenecen a poblaciones mas calientes de tipo espectral O y M

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 41 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Zona 02Z( ) 04Z( ) 1Z( ) 25Z( )

I 219 3618 5583 00002

IV 1289 4501 4105 0

Cuadro 56 Porcentaje de la metalicidad media en la sıntesis de NGC6240

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 42 Marıa E Rojas A

CAPITULO 6

Conclusiones

Del mapeo de la galaxia NGC 6240 se logro extraer un espectro de buenas caracte-rısticas correspondiente a las zonas I y IV las cuales responden a las zonas espacialesde los nucleos de la galaxia mientras que para las demas zonas es necesario aunrealizar algunas reducciones con mayor detalle para lograr ası eliminar el alto ruidopresente en los espectros

Sobre los espectros espacialmente definidos se realizo una extraccion que permitioidentificar las lıneas de emision y absorcion presente en la zonas I y IV

Con base en la combinacion de las bases de poblaciones estelares de Bruzual GCharlot S (2003) se construyo un espectro sintetico de buenas caracterısticas conla ejecucion de Spectral Synthesis Code -Starlight Cid Fernandes R (2005) en laszonas I y IV

Se realizo una sustraccion entre el espectro observado y el espectro sintetico a fin deeliminar la componente de absorcion asociada con la formacion estelar reproducidacon el espectro sintetico obtenido dando origen a una tabla de flujos reales de lıneasde emision que no habıan sido posible medir debido a la superposicion de las lıneasde absorcion asociadas a la actividad de formacion estelar de la galaxia huesped

La poblacion estelar presente en el espectro sintetico de NGC 6240 segun la literaturade Rodrıguez Zaurın J (2008) es una poblacion estelar joven con edades entret le 0 1 Giga ano con un porcentaje del 765745 en la zona I y 614753 enla zona IV La poblacion estelar con edad intermedia entre 0 1 lt tISP le 2 Gigaano presentan un porcentaje mas bajo del 176488 y 355544 en las zonas I yIV respectivamente Mientras que la poblacion estelar mayor de 125 Giga ano notienen asociado ningun porcentaje en la contribucion del espectro sintetico

43

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Existe una poca contribucion de poblacion estelar de tipo frıo K o M en NGC6240ya que la metalicidad de este tipo de poblaciones es aproximadamente cero en lasıntesis espectral mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para la zona IVpertenecen a poblaciones jovenes de tipo espectral O y M

44 Marıa E Rojas A

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BIBLIOGRAFIA 50 Marıa E Rojas A

CAPITULO 7

Anexos

SSP Edad [anos] Z Mstar

bc2003-hr-m42-chab-ssp-032spec 000174e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-034spec 000191e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-051spec 000417e9 000400 09666

bc2003-hr-m42-chab-ssp-052spec 000437e9 000400 09622

bc2003-hr-m42-chab-ssp-053spec 000457e9 000400 09579

bc2003-hr-m42-chab-ssp-054spec 000479e9 000400 09534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-055spec 000501e9 000400 09488

bc2003-hr-m42-chab-ssp-070spec 001000e9 000400 08862

bc2003-hr-m42-chab-ssp-073spec 001148e9 000400 08752

bc2003-hr-m42-chab-ssp-074spec 001202e9 000400 08716

bc2003-hr-m42-chab-ssp-075spec 001259e9 000400 08680

bc2003-hr-m42-chab-ssp-076spec 001318e9 000400 08644

bc2003-hr-m42-chab-ssp-077spec 001380e9 000400 08608

bc2003-hr-m42-chab-ssp-078spec 001445e9 000400 08571

bc2003-hr-m42-chab-ssp-079spec 001514e9 000400 08534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-080spec 001585e9 000400 08501

bc2003-hr-m42-chab-ssp-081spec 001660e9 000400 08469

bc2003-hr-m42-chab-ssp-082spec 001738e9 000400 08436

Continua en la pagina siguiente

51

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m42-chab-ssp-084spec 001905e9 000400 08369

bc2003-hr-m42-chab-ssp-087spec 002188e9 000400 08269

bc2003-hr-m42-chab-ssp-088spec 002291e9 000400 08237

bc2003-hr-m42-chab-ssp-112spec 006405e9 000400 07525

bc2003-hr-m42-chab-ssp-113spec 007187e9 000400 07446

bc2003-hr-m42-chab-ssp-114spec 008064e9 000400 07366

bc2003-hr-m42-chab-ssp-115spec 009048e9 000400 07287

bc2003-hr-m42-chab-ssp-116spec 010152e9 000400 07207

bc2003-hr-m42-chab-ssp-117spec 011391e9 000400 07130

bc2003-hr-m42-chab-ssp-118spec 012780e9 000400 07064

bc2003-hr-m42-chab-ssp-119spec 014340e9 000400 06997

bc2003-hr-m42-chab-ssp-120spec 016090e9 000400 06930

bc2003-hr-m42-chab-ssp-121spec 018053e9 000400 06863

bc2003-hr-m42-chab-ssp-122spec 020256e9 000400 06800

bc2003-hr-m42-chab-ssp-123spec 022727e9 000400 06738

bc2003-hr-m42-chab-ssp-124spec 025500e9 000400 06676

bc2003-hr-m42-chab-ssp-125spec 028612e9 000400 06613

bc2003-hr-m42-chab-ssp-126spec 032103e9 000400 06550

bc2003-hr-m42-chab-ssp-127spec 036020e9 000400 06486

bc2003-hr-m42-chab-ssp-128spec 040415e9 000400 06427

bc2003-hr-m42-chab-ssp-129spec 045347e9 000400 06370

bc2003-hr-m42-chab-ssp-130spec 050880e9 000400 06313

bc2003-hr-m42-chab-ssp-131spec 057088e9 000400 06256

bc2003-hr-m42-chab-ssp-132spec 064054e9 000400 06197

bc2003-hr-m42-chab-ssp-133spec 071870e9 000400 06140

bc2003-hr-m42-chab-ssp-134spec 080640e9 000400 06082

bc2003-hr-m42-chab-ssp-135spec 090479e9 000400 06024

bc2003-hr-m42-chab-ssp-201spec 1500000e9 000400 04919

bc2003-hr-m42-chab-ssp-204spec 1575000e9 000400 04915

bc2003-hr-m42-chab-ssp-214spec 1825000e9 000400 04875

bc2003-hr-m42-chab-ssp-218spec 1925000e9 000400 04872

bc2003-hr-m52-chab-ssp-031spec 000166e9 000800 10000

Continua en la pagina siguiente

52 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-032spec 000174e9 000800 10000

bc2003-hr-m52-chab-ssp-034spec 000191e9 000800 10000

bc2003-hr-m52-chab-ssp-051spec 000417e9 000800 09645

bc2003-hr-m52-chab-ssp-052spec 000437e9 000800 09599

bc2003-hr-m52-chab-ssp-054spec 000479e9 000800 09496

bc2003-hr-m52-chab-ssp-055spec 000501e9 000800 09443

bc2003-hr-m52-chab-ssp-070spec 001000e9 000800 08827

bc2003-hr-m52-chab-ssp-073spec 001148e9 000800 08725

bc2003-hr-m52-chab-ssp-074spec 001202e9 000800 08691

bc2003-hr-m52-chab-ssp-075spec 001259e9 000800 08657

bc2003-hr-m52-chab-ssp-076spec 001318e9 000800 08622

bc2003-hr-m52-chab-ssp-077spec 001380e9 000800 08587

bc2003-hr-m52-chab-ssp-078spec 001445e9 000800 08552

bc2003-hr-m52-chab-ssp-079spec 001514e9 000800 08517

bc2003-hr-m52-chab-ssp-080spec 001585e9 000800 08485

bc2003-hr-m52-chab-ssp-081spec 001660e9 000800 08453

bc2003-hr-m52-chab-ssp-082spec 001738e9 000800 08420

bc2003-hr-m52-chab-ssp-083spec 001820e9 000800 08387

bc2003-hr-m52-chab-ssp-084spec 001905e9 000800 08354

bc2003-hr-m52-chab-ssp-087spec 002188e9 000800 08256

bc2003-hr-m52-chab-ssp-088spec 002291e9 000800 08226

bc2003-hr-m52-chab-ssp-112spec 006405e9 000800 07527

bc2003-hr-m52-chab-ssp-113spec 007187e9 000800 07451

bc2003-hr-m52-chab-ssp-114spec 008064e9 000800 07376

bc2003-hr-m52-chab-ssp-115spec 009048e9 000800 07301

bc2003-hr-m52-chab-ssp-116spec 010152e9 000800 07226

bc2003-hr-m52-chab-ssp-117spec 011391e9 000800 07150

bc2003-hr-m52-chab-ssp-118spec 012780e9 000800 07088

bc2003-hr-m52-chab-ssp-119spec 014340e9 000800 07026

bc2003-hr-m52-chab-ssp-120spec 016090e9 000800 06963

bc2003-hr-m52-chab-ssp-121spec 018053e9 000800 06900

bc2003-hr-m52-chab-ssp-122spec 020256e9 000800 06838

Continua en la pagina siguiente

53 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-123spec 022727e9 000800 06781

bc2003-hr-m52-chab-ssp-124spec 025500e9 000800 06723

bc2003-hr-m52-chab-ssp-125spec 028612e9 000800 06665

bc2003-hr-m52-chab-ssp-126spec 032103e9 000800 06607

bc2003-hr-m52-chab-ssp-127spec 036020e9 000800 06548

bc2003-hr-m52-chab-ssp-128spec 040415e9 000800 06490

bc2003-hr-m52-chab-ssp-129spec 045347e9 000800 06434

bc2003-hr-m52-chab-ssp-130spec 050880e9 000800 06377

bc2003-hr-m52-chab-ssp-131spec 057088e9 000800 06318

bc2003-hr-m52-chab-ssp-132spec 064054e9 000800 06266

bc2003-hr-m52-chab-ssp-133spec 071870e9 000800 06205

bc2003-hr-m52-chab-ssp-134spec 080640e9 000800 06145

bc2003-hr-m52-chab-ssp-135spec 090479e9 000800 06086

bc2003-hr-m52-chab-ssp-201spec 1500000e9 000800 04936

bc2003-hr-m52-chab-ssp-204spec 1575000e9 000800 04935

bc2003-hr-m52-chab-ssp-214spec 1825000e9 000800 04887

bc2003-hr-m52-chab-ssp-218spec 1925000e9 000800 04882

bc2003-hr-m62-chab-ssp-031spec 000166e9 002000 10000

bc2003-hr-m62-chab-ssp-032spec 000174e9 002000 10000

bc2003-hr-m62-chab-ssp-034spec 000191e9 002000 09996

bc2003-hr-m62-chab-ssp-051spec 000417e9 002000 09535

bc2003-hr-m62-chab-ssp-052spec 000437e9 002000 09482

bc2003-hr-m62-chab-ssp-054spec 000479e9 002000 09384

bc2003-hr-m62-chab-ssp-055spec 000501e9 002000 09342

bc2003-hr-m62-chab-ssp-070spec 001000e9 002000 08751

bc2003-hr-m62-chab-ssp-071spec 001047e9 002000 08716

bc2003-hr-m62-chab-ssp-072spec 001096e9 002000 08680

bc2003-hr-m62-chab-ssp-073spec 001148e9 002000 08644

bc2003-hr-m62-chab-ssp-074spec 001202e9 002000 08608

bc2003-hr-m62-chab-ssp-075spec 001259e9 002000 08572

bc2003-hr-m62-chab-ssp-076spec 001318e9 002000 08535

bc2003-hr-m62-chab-ssp-077spec 001380e9 002000 08503

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54 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-078spec 001445e9 002000 08472

bc2003-hr-m62-chab-ssp-079spec 001514e9 002000 08440

bc2003-hr-m62-chab-ssp-081spec 001660e9 002000 08375

bc2003-hr-m62-chab-ssp-082spec 001738e9 002000 08342

bc2003-hr-m62-chab-ssp-084spec 001905e9 002000 08276

bc2003-hr-m62-chab-ssp-087spec 002188e9 002000 08189

bc2003-hr-m62-chab-ssp-088spec 002291e9 002000 08159

bc2003-hr-m62-chab-ssp-112spec 006405e9 002000 07502

bc2003-hr-m62-chab-ssp-113spec 007187e9 002000 07429

bc2003-hr-m62-chab-ssp-114spec 008064e9 002000 07360

bc2003-hr-m62-chab-ssp-115spec 009048e9 002000 07291

bc2003-hr-m62-chab-ssp-116spec 010152e9 002000 07221

bc2003-hr-m62-chab-ssp-117spec 011391e9 002000 07150

bc2003-hr-m62-chab-ssp-118spec 012780e9 002000 07093

bc2003-hr-m62-chab-ssp-119spec 014340e9 002000 07036

bc2003-hr-m62-chab-ssp-120spec 016090e9 002000 06978

bc2003-hr-m62-chab-ssp-121spec 018053e9 002000 06920

bc2003-hr-m62-chab-ssp-122spec 020256e9 002000 06862

bc2003-hr-m62-chab-ssp-123spec 022727e9 002000 06808

bc2003-hr-m62-chab-ssp-124spec 025500e9 002000 06754

bc2003-hr-m62-chab-ssp-125spec 028612e9 002000 06700

bc2003-hr-m62-chab-ssp-126spec 032103e9 002000 06646

bc2003-hr-m62-chab-ssp-127spec 036020e9 002000 06592

bc2003-hr-m62-chab-ssp-128spec 040415e9 002000 06538

bc2003-hr-m62-chab-ssp-129spec 045347e9 002000 06484

bc2003-hr-m62-chab-ssp-130spec 050880e9 002000 06430

bc2003-hr-m62-chab-ssp-131spec 057088e9 002000 06376

bc2003-hr-m62-chab-ssp-132spec 064054e9 002000 06322

bc2003-hr-m62-chab-ssp-133spec 071870e9 002000 06265

bc2003-hr-m62-chab-ssp-134spec 080640e9 002000 06209

bc2003-hr-m62-chab-ssp-135spec 090479e9 002000 06152

bc2003-hr-m62-chab-ssp-201spec 1500000e9 002000 04999

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55 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-204spec 1575000e9 002000 04991

bc2003-hr-m62-chab-ssp-214spec 1825000e9 002000 04946

bc2003-hr-m62-chab-ssp-218spec 1925000e9 002000 04941

bc2003-hr-m72-chab-ssp-031spec 000166e9 005000 09918

bc2003-hr-m72-chab-ssp-032spec 000174e9 005000 09933

bc2003-hr-m72-chab-ssp-034spec 000191e9 005000 09890

bc2003-hr-m72-chab-ssp-051spec 000417e9 005000 09299

bc2003-hr-m72-chab-ssp-052spec 000437e9 005000 09260

bc2003-hr-m72-chab-ssp-054spec 000479e9 005000 09186

bc2003-hr-m72-chab-ssp-055spec 000501e9 005000 09147

bc2003-hr-m72-chab-ssp-070spec 001000e9 005000 08524

bc2003-hr-m72-chab-ssp-071spec 001047e9 005000 08491

bc2003-hr-m72-chab-ssp-072spec 001096e9 005000 08459

bc2003-hr-m72-chab-ssp-073spec 001148e9 005000 08427

bc2003-hr-m72-chab-ssp-074spec 001202e9 005000 08393

bc2003-hr-m72-chab-ssp-075spec 001259e9 005000 08360

bc2003-hr-m72-chab-ssp-076spec 001318e9 005000 08326

bc2003-hr-m72-chab-ssp-077spec 001380e9 005000 08292

bc2003-hr-m72-chab-ssp-078spec 001445e9 005000 08262

bc2003-hr-m72-chab-ssp-079spec 001514e9 005000 08233

bc2003-hr-m72-chab-ssp-081spec 001660e9 005000 08174

bc2003-hr-m72-chab-ssp-082spec 001738e9 005000 08143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-084spec 001905e9 005000 08081

bc2003-hr-m72-chab-ssp-087spec 002188e9 005000 07990

bc2003-hr-m72-chab-ssp-088spec 002291e9 005000 07958

bc2003-hr-m72-chab-ssp-112spec 006405e9 005000 07345

bc2003-hr-m72-chab-ssp-113spec 007187e9 005000 07278

bc2003-hr-m72-chab-ssp-114spec 008064e9 005000 07211

bc2003-hr-m72-chab-ssp-115spec 009048e9 005000 07144

bc2003-hr-m72-chab-ssp-116spec 010152e9 005000 07092

bc2003-hr-m72-chab-ssp-117spec 011391e9 005000 07039

bc2003-hr-m72-chab-ssp-118spec 012780e9 005000 06985

Continua en la pagina siguiente

56 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m72-chab-ssp-119spec 014340e9 005000 06930

bc2003-hr-m72-chab-ssp-120spec 016090e9 005000 06876

bc2003-hr-m72-chab-ssp-121spec 018053e9 005000 06823

bc2003-hr-m72-chab-ssp-122spec 020256e9 005000 06771

bc2003-hr-m72-chab-ssp-123spec 022727e9 005000 06720

bc2003-hr-m72-chab-ssp-124spec 025500e9 005000 06669

bc2003-hr-m72-chab-ssp-125spec 028612e9 005000 06618

bc2003-hr-m72-chab-ssp-126spec 032103e9 005000 06566

bc2003-hr-m72-chab-ssp-127spec 036020e9 005000 06514

bc2003-hr-m72-chab-ssp-128spec 040415e9 005000 06461

bc2003-hr-m72-chab-ssp-129spec 045347e9 005000 06410

bc2003-hr-m72-chab-ssp-130spec 050880e9 005000 06356

bc2003-hr-m72-chab-ssp-131spec 057088e9 005000 06302

bc2003-hr-m72-chab-ssp-132spec 064054e9 005000 06253

bc2003-hr-m72-chab-ssp-133spec 071870e9 005000 06196

bc2003-hr-m72-chab-ssp-134spec 080640e9 005000 06143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-135spec 090479e9 005000 06088

bc2003-hr-m72-chab-ssp-201spec 1500000e9 005000 04972

bc2003-hr-m72-chab-ssp-204spec 1575000e9 005000 04960

bc2003-hr-m72-chab-ssp-214spec 1825000e9 005000 04924

bc2003-hr-m72-chab-ssp-218spec 1925000e9 005000 04908

Cuadro 71 Base N

57 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

3416 3436 [Ne v] 34260

3718 3735 [O II] 37260

3720 3737 [O II] 37288

3796 3802 H10 37979

3833 3841 H90 38354

3862 3871 [Ne III] 38691

3882 3891 H8 HeI 38890

3961 3973 [Ne III] 39678

3961 3974 Hε 39701

4024 4030 He I 40262

4067 4070 [S II] 40686

4095 4107 Hδ 41017

4332 4346 Hγ 43405

4469 4475 He I 44715

4854 4868 Hβ 48613

4947 4968 [O III] 49589

4998 5019 [O III] 50068

5009 5022 He I 50157

5156 5164 [Fe VII] 51584

5193 5202 [N I] 51991

5267 5274 [Fe III] 52704

5868 5883 He I 58756

6296 6303 [O I] 63003

6303 6315 [S III] 63121

6355 6372 [O I] 63638

6538 6591 [N II] 65480

6547 6576 Hα 65628

6575 6591 [N II] 65835

6667 6681 He I 66782

6710 6743 [S II] 67164

6718 6743 [S II] 67308

7061 7072 He I 70652

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58 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

7125 7142 [Ar III] 71358

7315 7329 [O II] 73195

7320 7335 [O II] 73302

6845 6945 BC03 lowastlowast7165 7210 BC03 lowastlowast7550 7725 BC03 lowastlowast5880 5906 NaD 5890 lowast lowast lowast9059 9079 [S III] 90690

lowast Lınea de emision

lowastlowast Region en la problematica Bruzual y Charlot (2003)

lowast lowast lowast Absorcion del medio interestelar en 5896A

Cuadro 72 Mascara General desarrollada por NataliaVale Asari (2005) para Starlight

59 Marıa E Rojas A

  • Acroacutenimos
  • Introduccioacuten
  • Fundamentos de Espectroscopiacutea
    • Fundamentos
    • Espectros Astrofiacutesicos
    • Nuacutecleos Activos de Galaxias
      • Sistema NGC6240
      • Sistema NGC6240
      • Coacutedigo de Siacutentesis Espectral
        • Modelo Fiacutesico - Matemaacutetico
        • Modelo Computacional
        • Bases Espectrales
          • Construccioacuten de una Poblacioacuten Estelar Simple (SSPs)
          • Modelos de Poblaciones Estelares Simples
              • Extraccioacuten y Anaacutelisis de Espectros
                • Reduccioacuten
                • Caracterizacioacuten
                  • Espectroscopiacutea Sinteacutetica
                    • Siacutentesis espectral
                    • Sustraccioacuten espectral
                    • Caracterizacioacuten espectral
                      • Clasificacioacuten de NGC6240
                        • Propiedades fiacutesicas de NGC6240
                          • Conclusiones
                            • Bibliografiacutea
                              • Anexos
Page 2: Espectroscop a estelar sint etica, aplicaciones astrof sicas · con modelos estelares que siguen una l nea de tiempo, producidos por la combinacion de bibliotecas de evolucion estelar,

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Marıa Elizabeth Rojas Acosta

Universidad Nacional de ColombiaFacultad de Ciencias

Observatorio Astronomico NacionalBogota2015

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Marıa Elizabeth Rojas Acosta

Trabajo de tesis de maestıa sometido como requisito para optar al tıtulo de Magıster enCiencias - Astronomıa

DirectorMario Armando Higuera Garzon

Universidad Nacional de ColombiaFacultad de Ciencias

Observatorio Astronomico NacionalBogota2015

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Pagina de aceptacion

Jurado

Jurado

DrMario Armando Higuera GarzonDirector

Bogota 2015

iii Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Vivimos en un universo cuya edad no podemoscalcular del todo rodeado de estrellas cuyasdistancias de nosotros y entre ellas no podemosconocer llenos de materia que no somoscapaces de identificar que opera segun las leyesde la fısica cuyas propiedades no entendemosen realidad

Bill Bryson- Historia de la Ciencia

iv Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

A mi famila a mi madre y a aquel que todo love

Bogota 2015

v Marıa E Rojas A

Indice general

Acronimos 1

Introduccion 3

1 Fundamentos de Espectroscopıa 611 Fundamentos 712 Espectros Astrofısicos 1113 Nucleos Activos de Galaxias 12

2 Sistema NGC6240 15

Sistema NGC6240 15

3 Codigo de Sıntesis Espectral 1731 Modelo Fısico - Matematico 1832 Modelo Computacional 2033 Bases Espectrales 21

331 Construccion de una Poblacion Estelar Simple (SSPs) 21332 Modelos de Poblaciones Estelares Simples 23

4 Extraccion y Analisis de Espectros 2841 Reduccion 2842 Caracterizacion 32

5 Espectroscopıa Sintetica 3451 Sıntesis espectral 3452 Sustraccion espectral 3753 Caracterizacion espectral 39

vi

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

531 Clasificacion de NGC6240 3954 Propiedades fısicas de NGC6240 40

6 Conclusiones 43Bibliografıa 45

7 Anexos 51

INDICE GENERAL vii Marıa E Rojas A

Indice de cuadros

11 Lıneas de absorcion y emision reportadas en la literatura 12

31 Trayectorias Evolutivas usadas en BC03 Fuente BC03 2432 Bibliotecas de espectros estelares de BC03 Fuente BC03 2533 Diferentes calibraciones basadas BaSeL Fuente BC03 25

41 Resumen de las observaciones espectroscopicas de NGC6240 2842 Lıneas identificadas en la Zona I de NGC6240 3243 Lıneas identificadas en la Zona IV de NGC6240 33

51 Calidad del ajuste de Starlight 3552 Lıneas de Emision Zona I de NGC6240 3953 Lıneas de Emision Zona IV de NGC6240 4054 Calidad del ajuste de Starlight 4155 Porcentaje de formacion estelar sintetica de NGC6240 4156 Porcentaje de la metalicidad media en la sıntesis de NGC6240 42

71 Base N 5772 Mascara General 59

viii

Indice de figuras

11 Representacion de los procesos de emision y absorcion 712 Transiciones entre los niveles de energıa 813 Representacion grafica de un perfil de lınea 1014 Representacion grafica de FWHM (Ancho total a la mitad de la altura por

sus siglas en ingles) 1115 Galaxia normal NGC224 fuente NED 1316 Galaxia con nucleo activo MRK 0699 fuente SDSS 13

31 Espectros de SSPs del modelo BC03 Bruzual amp Charlot 2003 para dife-rentes metalicidades 27

41 Reduccion espectral para el filtro Rojo separacion espacial fuente MarioA Higuera G 29

42 Imagen fotografica del HST de NGC6240 3043 Espectros reducidos del visible para NGC6240 31

51 Ajuste espectral sintetico de la formacion estelar zona espectral I de NGC6240 3552 Ajuste espectral sintetico de la formacion estelar zona espectral IV de

NGC6240 3653 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral I de NGC6240 3754 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral VI de NGC6240 38

ix

Acronimos

A amp A Astronomy and Astrophysics

AGN Active Galactic Nucleus

AJ Astronomical Journal

ApJ Astrophysical Journal

ApJS Astrophysical Journal Supplement

BH Black Hole

BLR Broad line Region

BPT Baldwin Philips amp Terlevich

ChJAampA Chinese Astronomy amp Astrophysics

FWHM Full Width Half Maximum

HST Hubble Space Telescope

IR Infrared

IRAS Infrared Astronomical Satellite

ISO Infrared Space Observatory

LINER Low-ionization Nuclear Emission-line Region

LIRG Luminous Infrared Galaxy

MNRAS Monthly Notices of the Royal Astronomical Society

NED (NASAIPAC EXTRAGALACTIC DATABASE

NLR Near-infrared

NLSy1 Narrow-line Radio Galaxy

SB Starburst

1

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SDSS Sloan Digital Sky Survey

SED Spectral Energy Distribution

SFR Star Formation Rate

Sy1 Seyfert 1

Sy2 Seyfert 2

ULIRG Ultraluminous Infrared Galaxy

INDICE DE FIGURAS 2 Marıa E Rojas A

Introduccion

El continuo generado por una fuente estelar o galactica en un rango de longitudes de ondaentre 3500 A a 6000 A presenta cambios en su forma al interactuar con una nube a me-nor temperatura como su propia atmosfera en el caso estelar Este proceso fısicamentese atribuye a transiciones electronicas donde los fotones que producen el continuo cedensu energıa siendo en algunos casos la energıa necesaria para que electrones de los atomospresentes en la nube realicen transiciones a un nivel de mayor energıa generando ası undecaimiento en el continuo con la presencia de lıneas de absorcion Sin embargo estosno son los unicos procesos fısicos que pueden influir en el cambio del continuo de unafuente por ejemplo en galaxias con un nucleo activo como huesped se presentan procesosde excitacion generados por la colision de los atomos debidos a las altas temperaturas enla vecindad del disco de acrecion generando un exceso de fotones que se ven reflejadoscon lıneas de emision que se superponen en el continuo de la fuente en la direccion deobservacion

Al obtener el espectro de un nucleo activo se posee informacion de la fuente fotoionizanteresponsable del continuo y sobre el la superposicion de las lıneas de emision El problemadel espectro observado radica en la presencia de lıneas de absorcion que por su naturale-za provienen de la formacion estelar de la zona circundante al nucleo y que contaminanla informacion proveniente del nucleo activo Se hace entonces necesario minimizar laformacion estelar de este espectro mediante modelos matematicos de espectros estelaressemejantes a fin de sustraerlas del espectro original y tener solamente informacion de lafuente

Los modelos matematicos que permiten determinar las propiedades fısicas (edad meta-licidad e historia de la formacion estelar) con base en el continuo y lıneas emitido poruna galaxia consisten en reproducir un espectro integrador mediante la combinacion li-neal de espectros individuales de varias estrellas tomadas de una amplia librerıa (Sprinrad

3

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

amp Taylor 1970 Faber 1972 Pritchet 1977 Pickles 1985) Modelos mas recientes se ba-san en dos metodos de sıntesis de poblacion estelar El primero de ellos es la Sıntesis dePoblacion Estelar Evolutiva (SPEE) que realiza una comparacion de los datos de galaxiascon modelos estelares que siguen una lınea de tiempo producidos por la combinacion debibliotecas de evolucion estelar espectros estelares con funcion de masa inicial (FMI1) ehistoria quımica definida (Arimoto y Yoshii 1987 Guiderdoni y Rocca-Volmerange 1987Bressan et al 1993 Fioc y Rocca-Volmerange 1997 Vazdekis 1999 Bruzual y Char-lot 2003 Le Borgne et al 2003) El segundo metodo es la Sıntesis de Poblacion EstelarSemi-Empırica (SPESE) en la que se reproducen el continuo las lıneas de emision y laslıneas de absorcion con la combinacion lineal de sistemas simples de observaciones de altaresolucion con caracterısticas conocidas como metalicidad masa y edad (Bica 1988 Pe-lat 1997 Cid Fernandes et al 2001 Moultaka et al 2004) y avances teoricos (Prugnielamp Soubiran 2001 Le Borgne et al 2003 Bruzual SCharlot 2003 Bertone et al 2004Gonzalez Delgado et al 2004) reunidas en librerias las de como Vazdekis (1999) y LeBorgne et al (2004) entre otras

Los dos metodos se apoyan tambien en el tipo de datos analizados por ejemplo existenanalisis por colores (Wood 1966) por anchos equivalentes en la lınea de absorcion porındice espectral (Worthey 1994 Kauffmann et al 2003) y por caracterısticas de emisiontanto estelar como nebular (Leitherer et al 1995 Schaerer amp Vacca 1998 Mas-Hesse ampKunth 1991 Kewley et al 2001)

Un resultado claro de la sintesis espectral en el optico es la historia y evolucion de laformacion estelar de las galaxias tipo ULIRG2 que para el caso del sistema en colisionArp220 fue obtenida mediante el codigo Starlight (Cid Fernandes et al 2005) y pos-teriormente confirmada con el codigo Confit (Tadhunter et al 2005 Rodrıguez Zaurınet al 2007) y la obtencion de un chi-cuadrado χ2 entre las observaciones y los modelosde poblaciones estelares simples (J Rodrıguez Zaurın et al 2008) Con la obtencion dela sıntesis de la poblacion estelar del sistema Arp220 fue posible clasificar la poblacionestelar dominante en la region nuclear del sistema y confirmar con la literatura el origende la gran luminosidad de las ULIRG asociada a la interaccion entre galaxia y galaxia

El trabajo de J Rodrıguez Zaurın motiva a realizar una investigacion orientada ahora agalaxias tipo LIRGs3 del universo local (z le 02) como el sistema en fusion NGC6240que tiene una luminosidad de 3 5 times 1011 L en el infrarrojo (Yun amp Carilli 2002) y escatalogado como un nucleo activo (DePoy et al 1986)

1Funcion de Masa Inicial es una funcion de prueba que permite calcular cuanta masa puede tener unaestrella

2Galaxias ultraluminosas infrarrojas (ULIRGs) Untraluminous Infrared Galaxies con luminosidadLIR gt 1012L

3Galaxias luminosas infrarrojas (LIRGs) Luminous Infrared Galaxies con luminosidades entre LIR =1011 minus 1012L

INDICE DE FIGURAS 4 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

El objetivo de este trabajo consistio en recalibrar las lıneas de emision de los espectrosdel sistema NGC6240 que se encuentran contaminadas por las lıneas de absorcion pro-venientes de la formacion estelar de los espectros obtenidos por Rosa Gomez Delgadoinvestigadora adscrita al Instituto Astrofısico de Andalucia (IAA) mediante la obtencionsintetica de la componente estelar utilizando el codigo de sıntesis espectral Starlight ybases espectrales de Bruzual amp Charlot Para desarrollar este trabajo se llevo a cabo unarevision de los fundamentos de la espectroscopıa los cuales estan descritos en el primercapıtulo de este trabajo una caracterizacion del objeto con base en los reportes de laliteartura capıtulo dos y un analisis de la logica del codigo de sıntesis espectral Starlighta fin de encontrar los espectros que mejor reproducen el espectro original de NGC6240utilizando la biblioteca BC03 capıtulos tres y cuatro

Una vez se definio la base y la estructura del codigo se realizo una reduccion del espectrooriginal obteniendo un espectro caracterizado para las seis zonas mas cercanas al nucleoactivo y utilizadas como espectros de entrada en el codigo Starlight Para cada una de laszonas fue posible obtener el espectro sintetico de la poblacion estelar permitiendo carac-terizar la formacion estelar y a su vez recalibrar las lıneas de emision en sus flujos luegode la sutraccion de la componente estelar sintetica de cada zona del sistema NGC6240

INDICE DE FIGURAS 5 Marıa E Rojas A

CAPITULO 1

Fundamentos de Espectroscopıa

La constante agitacion de los atomos y moleculas al interior de materia que se encuentraa una temperatura superior a 3K ocasiona que esta emita radiacion termica ası cuandoun cuerpo se encuentra a una temperatura mayor que la temperatura de su entorno estese enfriara muy rapido debido a que la energıa de emision (del cuerpo) es mayor que laenergıa de absorcion (su entorno) este proceso ocurre hasta que se alcanza el equilibriotermico con el medio La radiacion emitida se puede analizar mediante el uso de un es-pectrometro el cual permite estimar la temperatura de un cuerpo y la composicion defrecuencias de la radiacion termica emitida Esta tecnica se denomina espectrometrıa

La informacion que se obtiene del estudio espectroscopico permite clasificar los cuerpossegun las caracterısticas de la emision que recibe un receptor en la direccion de observa-cion En la figura 11 se puede observar que a medida que el espectro descrito en la ley decuerpo negro de Planck viaja por el medio se presentan alteraciones en su forma segunla direccion de observacion es ası como para un observador A el continuo que provienede un objeto al atravesar un medio de menor temperatura presenta una disminucion enla intensisdad de la radiacion en la longitud de onda asociada a la transicion electronicagenerando lo que se conoce como lınea de absorcion mientras que un observador en ladireccion B recibe una intensidad de radiacion en una longitud de onda especıfica aso-ciada a una transicion electronica debida a la emision de un foton reflejado en lo que seconoce como lınea de emision Ambos procesos permiten interpretar las caracterısticasdel elemento quımico que se encuentra en el medio atmosfera o nube interestelar

En el presente capıtulo se presenta una breve revision de los conceptos inherentes a laespectroscopıa observacional

6

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

En+1

En

I()

I()

I()

Estrella A

B

Figura 11 Representacion de los procesos de emision y absorcion

11 Fundamentos

Espectro Continuo Representa la intensidad de radiacion de un cuerpo con relaciona la longitud de onda El comportamiento de la radiacion fue descrito por Plancken 1900 como la radiacion de cuerpo negro

ρT (ν)dν =8πν2

c3

ehνκT minus 1 (11)

donde ρT (ν) es el numero de fotones por unidad de volumen existente entre lafrecuencia ν y ν + dν h es la constante de Planck h = 663 times 10minus34 Jtimess κ laconstante de Boltzmann κ = 1 38 times 10minus23JK ν la frecuencia y T la temperaturaabsoluta y c la velocidad de la luz

En esta descripcion la energıa esta cuantizada es decir los atomos y las moleculassolo pueden tener unidades discretas de energıa E = hν y cada valor de energıarepresenta un estado cuantico diferente Atomos y moleculas emiten o absorbenenergıa en paquetes discretos tambien llamados fotones los cuales son emitidoscuando cambian de estado cuantico

Transicion electronica Proceso responsable del cambio de estado cuantico de unatomo o molecula El estado cuantico mas bajo puede ser el fundamental y losestados cuanticos altos los estados excitados Entonces una transicion electronica

11 FUNDAMENTOS 7 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

de un estado cuantico menor a un estado mayor esta asociado a una absorcionde un foton que produce la lınea de absorcion sobre el continuo Sin embargo elestado de excitacion por lo general es de corta duracion produciendo una transicionelectronica en sentido contrario de un estado cuantico mayor a uno de estado menorproduciendo la emision de un foton asociada a la desexcitacion y vista con una lıneade emision en una direccion arbitraria figura 12

Estados excitados

Estado Fundamental

Absorcioacuten

E

Emisioacuten

Figura 12 Transiciones entre los niveles de energıa

Perfil de Lınea Es el nombre que recibe la lınea espectral que observacionalmen-te no es infinitamente delgada sino que presenta un ensanchamiento que fısica ymatematicamente se explica a partir de

1 Ensanchamiento natural relacionado con el principio de incertidumbre de Hei-senberg ∆E∆t = ~ donde ~ es la simplificacion de h

2πsiendo h la contante de

PlanckEl Ensanchamiento natural es la medida de la energıa correspondiente a unatransicion en un tiempo t Matematicamente se expresa como

∆λ asymp λ2

2πc

(1

∆ti+

1

∆ti

) (12)

donde el diferencial energıa es Efoton = hcλ siendo c la velocidad de la luz

se considera del orden de 10minus6A

11 FUNDAMENTOS 8 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

2 Ensanchamiento Doppler debido a que en la nube de gas algunos atomos sealejan y otros se acercan al observador la contribucion total de radiacion sepuede desplazar al rojo y al azul como consecuencia del movimiento del gas enrotacion y se conoce como corrimiento al rojo (y al azul) z definido ası

z =λobservada minus λemitida

λemitida=

∆λ

λemitida= plusmn|vr|

c

donde vr es la velocidad radial en terminos de la velocidad mas probable en ladistribucion de Maxwell- Boltzman asociada a la temperatura local (T ) como

vr =

radic2κT

m

siendo κ la constante de Boltzmann y m la masa Por tanto el ancho de la lınease ve ensanchado matematicamen ası

∆λ =2λemitida

c

radic2κT

m (13)

3 Ensanchamiento colisional asociado a la interaccion de los atomos que se en-cuentran sometidos a altas presiones donde los niveles energeticos son altera-dos por los iones o electrones del ambiente ampliando la lınea debido a la altaprobabilidad de choque con atomos adyacentes Tal ensanchado esta dado por

∆λ =λ2

c

ησ

π

radic2κT

m (14)

donde 1ησ

es trayectoria libre media para colisiones

Entonces una transicion electronica se presenta en un intervalo de frecuenciasν = ∆E

h donde la intensidad de radiacion varıa en la vecindad de una frecuen-

cia central ν0 y se describe a traves de una funcion de probabilidad medianteun perfil de Lorentz o un perfil Gaussiano figura 13

Ancho equivalente (Wλ) es el ancho medido en A de una caja rectangular quecontiene un area igual a la contenida por un perfil de lınea espectral o el areamedida entre el nivel del continuo normalizado a la unidad con referencia cero

Wλ =

intfo(λ)minus fc(λ)

fc(λ)dλ (15)

donde fc(λ) es el flujo del continuo y fo(λ) es el flujo observado medido en A (figura14)

11 FUNDAMENTOS 9 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

F (υ)υο

Inte

nsid

ad d

e ra

diac

ioacuten

φ(υ)

Perfil de Lorentz

Perfil Gaussiano

Figura 13 Representacion grafica de un perfil de lınea

Ancho total a la mitad de la altura (FWHM por sus siglas en ingles) es el anchomedido a la mitad de la altura entre el continuo y el maximo del perfil de lınea y semiden en en A figura 14

Flujo Instantaneo es la energıa por unidad de tiempo que atraviesa un area dSobtenida al integrar la densidad de flujo espectral en todas las frecuencias posibles

F =

int π2

0

int 2π

0

I cos θ sen θdθdφ = πI (16)

siendo I la intensidad total emitida uniformemente en todas las direcciones Unaunidad de medida son los Janskys (10minus26 W mminus2 Hzminus1)

Luminosidad Se define como la energıa por unidad de tiempo emitida por una fuenteluminosa en todas las direcciones es decir en un angulo solido de 4π esteroradianesEn una radiacion isotropica la luminosidad se expresa como

L = 4πR2F (17)

donde F es la densidad de flujo que pasa a traves de una superficie que rodea lafuente luminosa a una distancia R por segundo su unidad de medida son ergs sminus1El termino 4π R2 corresponde al area superficial de la fuente luminosa obtenida dederivar el volumen de la esfera con respecto al radio

11 FUNDAMENTOS 10 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

FWHM

F2

F

120582[Å] 0

119865120582

W

0

FWHM

Figura 14 Representacion grafica de FWHM (Ancho total a la mitad de la altura porsus siglas en ingles)

Luminosidad Especıfica es la energıa en una frecuencia ν emitida por una fuentepor segundo

Lν = 4πR2Fν (18)

12 Espectros Astrofısicos

El espectro de una estrella o una galaxia contiene un continuo proveniente de la fuente yun espectro de lıneas superpuesta sobre el proveniente de las nubes en la vecindad de lafuente Todas las caracterısticas fısicas de estas nubes se adquieren con la interpretacionde las propiedades de las lıneas En el cuadro 11 se encuentran registradas las lıneas deemision y absorcion mas reportadas en la literatura con sus longitudes de onda especıficasen ellas sobresalen las lıneas de hidrogeno (serie de Balmer) lıneas de helio neutro lıneasde hierro doblete hidrogeno lınea de calcio ionizado (K) y la lınea del calcio neutro entreotras

En la figura 15 se observa el espectro de la galaxia NGC224 catalogada como una ga-laxia normal (Peimbert M amp Torres-Peimbert S 1981 Shuder J M Osterbrock DE1981 y Filippenko A V amp Sargent W L W 1988) en donde es posible encontrarlıneas anchas en las lıneas de Hα y Hβ asociadas a la alta velocidad del gas de la zonacentral

12 ESPECTROS ASTROFISICOS 11 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ [A] Lınea λ [A]

[O II] 3726032 [O III] 4958900

He I 3820000 [O III] 5006840

[NeIII] 3868760 C-C 5165000

K Ca-II 3933000 Fe II 5197570

H Ca-II 3968000 [O I] 6300304

HeI 4026000 [O I] 6363776

[S II] 4068600 [N II] 6548050

Fe II 4178862 Hα 6562819

Hδ 4101740 [N II] 6583460

Hγ 4340471 [S II] 6716440

Hβ 4861300 [S II] 6730810

Cuadro 11 Lıneas de absorcion y emision reportadas en la literatura

13 Nucleos Activos de Galaxias

Las galaxias con un nucleo activo (AGNs por sus siglas en ingles) son aquellas galaxiasque contienen una fuente central muy compacta altamente luminosa y emisoras de uncontinuo de gran cantidad de energıa y la presencia de intensas lıneas de emision El mode-lo que mejor describe las caracterısticas observadas en los AGNs es el Modelo Unificadoen donde se plantea que cada AGN contiene un agujero negro supermasivo en la regıoncentral (M amp 109M) y un disco de acrecion fuente del intenso continuo radiado Masdistante existe una region a la cual se le asocia la emision de lıneas denominada region delıneas anchas (BLR con vFWHM gt 100Kms) y mas distante una region de lınea delgadas(NLR con vFWHM lt 100Kms) rodeando un toro oscurecedor

Existen diferentes tipos de AGNs debido al registro de emision entre los que sobresalen

Galaxias Seyfert Objetos que presentan un nucleo brillante con lıneas de emisionproducidas por atomos en un amplio rango de ionizacion Un analisis espectral per-mitio categorizar estos AGNs en dos tipos Seyfert tipo 1 en donde se observan lıneasde emision anchas y Seyfert tipo 2 en donde se observan lıneas de emision estrechasestas galaxias se identifican segun la orientacion de observacion

Quasars AGNs que debido a sus distancias se observan como objetos muy brillantescon halos difusos estas son galaxias tıpicas en los primeros estadıos del universoaunque se encuentren tambien en el universo local

13 NUCLEOS ACTIVOS DE GALAXIAS 12 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

F λ[1

0-14

cm-2s-

1 Å-1]

0

2

4

6

8

λ[Å]3500 4000 4500 5000 5500

NGC224

Figura 15 Galaxia normal NGC224 fuente NED

LINERs (del ingles Low-Ionization Nuclear Emission-line Region) estas galaxiasson de baja luminosidad y sus espectros se asemejan a una tıpica galaxia Seyfert 2

En la figura 16 se presenta un espectro caracterıstico de un nucleo activo en el se puedeobservar que el continuo no responde a la ley de cuerpo negro y que ademas la intensidadde las lıneas de emision es superior a la intensidad de las lıneas de absorcion

F λ[1

0-17

cm-2s-

1 Å-1]

0

500

1000

1500

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Mkr699

Figura 16 Galaxia con nucleo activo MRK 0699 fuente SDSS

En algunas galaxias con nucleos activos tambien es posible encontrar intensa formacionestelar en la vecindad del AGN o en los brazos de la estructura huesped Esta actividadde formacion incrementa la emision en el infrarojo de manera que tambien se puedenclasificar como

13 NUCLEOS ACTIVOS DE GALAXIAS 13 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

LIRGs Galaxias Luminosas en el Infrarrojo (por su siglas en ingles Luminous In-frared Galaxies) con luminosidades L sim 1011L

ULIRGs Galaxias Ultra Luminosas en el Infrarrojo (por su siglas en ingles UltraLuminous Infrared Galaxies) presentan luminosidades L gt 1012L

Starburst galaxias que presentan una tasa de formacion estelar muy alta en un cortoperiodo de tiempo de la galaxia

13 NUCLEOS ACTIVOS DE GALAXIAS 14 Marıa E Rojas A

CAPITULO 2

Sistema NGC6240

NGC6240 (IC4625 UGC10592 MCG00-43-004 VV617 Psk1650+024) es un par inte-ractuante entre una galaxia elıptica y una galaxia ultraluminosa (IRAS 16504 0228)Fosbury amp Wall (1979) con dos nucleos en la region central Fried amp Schulz H (1983)Se encuentra a una distancia de 98 Mpc con ascension recta en 16h 52m 589s y declina-cion +02 24

prime03

primeprime desplazandose con una velocidad promedio de 7339 km sminus1

La morfologıa del sistema presenta una alteracion debida a la interaccion sin embargoSchulz et al (1993) detecta por primera vez la presencia de dos nucleos en la region cen-tral que segun las imagenes en el rojo de Dopita M A et al (2002) presentan fuertescolas de marea asociadas a la fusion hecho que llevo a catalogarla como un sistema demorfologıa compleja Observaciones en el optico han establecido que la separacion entrelos dos nucleos es de aproximadamente 16

primeprime(08 kpc) (Scoville NZ et al 2000) en

sentido norte-sur siendo el nucleo sur el mas brillante mientras que observaciones enradio calculan una separacion de 14

primeprime (Carral Turner amp Ho 1990) con una velocidad

de dispersion entre ellos de 229 km s minus1 (Tecza et al 2000 Genzel et al 2001)

El sistema NGC6240 posee una metalicidad aproximada de una decima solar (Oliva ampOriglia 1998) y es una fuente infrarroja ultraluminosa en donde el 99 de la lumino-sidad es bolometrica en el infrarrojo (Wright et al 1984 Soifer et al 1984) con unaluminosidad aproximada de 3 5times 1011 L (Yun amp Carilli 2002) de donde se estima queen un 50 a 75 es proveniente de un starburst (Genzel et al 1998 Rigopoulou etal 1999 Laurent et al 2000 Lutz et al 2003) mientras que el restante 25 o 50 proviene de la luminosidad del nucleo activo (Komossa et al 2003 Iwasawa amp Comastri1998 Vignati et al 1999 Iwasawa 1999 Matt 1999) derivado de los analisis en rayos Xen la lınea de emision de FeK a 64 keV para ambos nucleos y en la emision del continuo

15

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

a 100 keV

Un analisis del espectro en el optico muestra una fuerte emision en la lınea de [O III]y una debil emision en la lınea [O II] en el nucleo sur que se contrasta con una debilemision en la lınea [O III] y una fuerte emision en la lınea de [O II] del nucleo norteBarbieri C et al (1993) El espectro de NGC 6240 se destaca ademas por la relacionentre la lıneas de emision del hidrogeno molecular y la emision de [Fe II] en 164 micras(Becklin et al 1984 Rieke et al 1985 DePoy et al 1986) siendo la emision de Hα masfuerte al noroeste de la galaxia en contraste con la emision en el rojo al norte y al oestedel sistema El continuo puede ser descrito por modelos de absorcion con una instensidadaproximada de 650 mJy (Van Driel Wet al (2000)) debida a la emision nuclear directa(Vignati et al 1999 Netzer et al 1998)

Los estudios en el optico muestran que la emision de Hα se puede ver afectadas por laabsorcion asociada a la formacion estelar este hecho se refleja en la clasificacion paraeste sistema dentro de la taxonomıa de las galaxias activas ya que que su espectro sepuede clasificar como el de una galaxia con una region nuclear emisora de baja ionizacion(LINER) o Seyfert 2 (Kewley et al 2001 Goldader et al 1997a 1997b Kim et al 1995Veilleux et al 1995)

Existen varios estudios espectroscopicos del infrarrojo (IR) en la literatura (Doyon et al1994 Lester et al 1994) que muestran diferencias en la naturaleza de la poblacion estelarse considera que la poblacion estelar joven es la dominante del sistema Oliva et al (1999)

Otros estudios reportan poca actividad de H2O (Braatz et al 1997) sin embargo se con-firma la presencia de un perfil de absorcion en OH Baan et al (1985 1992) en dondealrededor de la mitad del flujo se concentra en una gruesa estructura de disco ubicadaentre el IR y el radio con una velocidad de 800 km sminus1 y un ancho total de lınea de 1400km sminus1 que revelan la complejidad de la dinamica de gases en este sistema debida a lagran perdida de masa que se aproxima a 500 M anominus1

Las recientes observaciones de NGC6240 realizado por el Satelite Chandra permitieroninvestigar el difuso halo galactico gracias a la emision de rayos X blandos en una regionde 110 times 80 kpc donde el gas tiene una temperatura aproximada de 75 millones deKelvin con una densidad estimada de 25 times 10minus3cmminus3 una masa total de 1010M unaluminosidad de 4 times 1041erg sminus1 y una metalicidad menor a 0 1Z Un analisis espectralespacialmente resuelto revela variaciones en la emision en Hα lo que implica un enri-quecimiento uniforme por parte de las supernovas de tipo II La evidencia observacionalapunta al aumento de la formacion de estrellas dentro de una gran abundancia de gasEmanuele Nardiniet al (2013)

16 Marıa E Rojas A

CAPITULO 3

Codigo de Sıntesis Espectral

Los astronomos han desarrollado algunos metodos para obtener informacion sobre la com-posicion de las estrellas y galaxias Uno de ellos es el analisis e interpretacion de los estadoselectronicos de los iones atomos y moleculas de las atmosferas de las estrellas y medio in-terestelar pertenecientes a una galaxia los cuales son reproducidos matematicamente a finde obtener espectros integrados que reconstruyen el espectro sintetico de la galaxia Hoyse tienen dos escuelas que describen la llamada sıntesis de poblacion estelar Evolutiva ySemi-empirıca En la primera escuela la sıntesis se obtiene al reproducir un biblioteca deespectros a partir de condiciones fısicas hipoteticas como historia de formacion estelarevolucion quımica y funcion de masa inicial sin embargo hay incertidumbre sobre las con-diciones fısicas reales de cada biblioteca En la segunda escuela la sıntesis es el resultadode una combinacion lineal de espectros de estrellas yo aglomerados con incertidumbre enla capacidad de las bases estelares para reproducir las condiciones diversas de las galaxiasGomes (2005)

El Dr Roberto Cid Fernandes desarrollo en 2005 un codigo de sıntesis mediante el al-goritmo Metropolis-Markov llamado Starlight Spectral Synthesis Code -Starlight el cualcombina linealmente elementos de bases estelares construidas a partir de observaciones yelementos de bases de poblaciones estelares simples teoricas con edad metalicidad y masadesarrolladas por Bruzual amp Charlot (2003) En este capıtulo se presenta la configuracionde las propiedades fısicas matematicas y computacionales del codigo Starlight

17

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

31 Modelo Fısico - Matematico

En la sıntesis espectral el espectro de una galaxia se compone de una combinacion linealde espectros de poblaciones estelares dentro de un espacio finito ξN con N componentesy elementos Lj(λ) (j = 1 N) Cada Lj es un espectro que depende de la poblacionestelar en un intervalo de longitud de onda λ La ecuacion principal del modelo de sıntesisespectral es

M(λ) =Nsumj=1

xjLj(λ) (31)

donde xj es el coeficiente de expansion y M(λ) es el espectro modelado de salida Laecuacion 31 puede expresarse como

M(λ)

M(λ0)=

Nsumj=1

xj

(Lj(λ)

Lj(λ0)

) (32)

donde se introduce la condicion de normalizacionsumN

j=1 xj = 1 que se cumplira en lalongitud de onda λ0 Ademas es posible interpretar que

M(λ) es el espectro modelo de prueba que a diferencia del espectro observado O(λ)puede consistir de unicamente lıneas de absorcion y un continuo

λ0 es la longitud de onda normalizada M(λ0) y Lj(λ0) son los valores del modelo

y espectro de la poblacion estelar j en λ0 Para este caso se considera λ0 = 4020 A

xj es el flujo monocromatico de la componente j en λ0 en el espacio ξN con extincionAV Al conjunto minusrarrx equiv (x1 xN) se llama el vector de poblacion e indica en lapractica la fraccion de luz debido a cada elemento N Por lo general esto no sumael 100 de la contribucion de luz

Lj(λ) es la poblacion estelar j del espacio ξN que comprende un elemento de labase Cada uno corresponde a una caracterıstica astrofısica bien definida (edad (tj)

metalicidad (Zj)) asociada a Lj medida en unidades L Aminus1 M

Para hacer un analisis funcional con el objeto de encontrar las relaciones del coeficiente xjes necesario una interpretacion matematica de los dos primeros items y una interpretacionfısica de los dos ultimos ası

1 Producto Interno como las funciones del espacio ξN son analıticas es necesariogarantizar que estas cumplan una relacion de ortogonalidad y ortornormalidad enun intervalo [a b] con respecto a una funcion de peso ε(λ) es decir

(Lm(λ) Ln(λ)) =

int b

a

Lm(λ)times Ln(λ)times ε(λ)dλ = Cmnδmn

31 MODELO FISICO - MATEMATICO 18 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

donde δmn es el delta de Kronecker y Cmn es una constante entonces si δmn es 1para todos los m y n se dice que el conjunto es ortonormal Por tanto

Nsumj

xj = 1 (33)

2 Extincion no se tiene en cuenta en el modelo Se sabe que la luz al atravesarun medio interestelar de gas o polvo presenta fenomenos de absorcion o dispersioncausando el llamado enrojecimiento del espectro el cual debe ser previamente co-rregido

3 Dispersion de velocidad es un proceso fısico debido a la dinamica estelar y estarelacionado con el corrimiento Doppler Ası el efecto neto sera el ensanchamiento delas lıneas de absorcion en el espectro observado (Oλ) efecto que debe ser corregidopreviamente

Incorporando las anteriores consideraciones la ecuacion 32 para un modelo fısico resulta

M(λ)

M(λ0)=

Nsumj=1

xj

(Lj(λ)

Lj(λ0)

)r(λ)otimesG(v σ) (34)

donde

r(λ) equiv 10minus04(AλminusAλ0) es el termino de extincion Aλ es la extincion del polvo en la

longitud de onda λ y Aλ0 es el enrojecimiento en la longitud de onda normalizadaλ0 En este trabajo se asume que la curva de extincion es similar a la de nuestragalaxia por eso se utilizara la ley de extincion de Cardelli et al (1989) Ademas seasume que todas las componentes estelares es decir cada elemento de la base sufreel mismo enrojecimiento AV

G(v σ) es una distribucion gaussiana de velocidades centrada en v con amplitudde dispersion σ Los espectros de base (L1(λ) LN) son convoluıdos1 (sımbolootimes) con G(v σ) para tener el ancho de las lıneas de absorcion y emision de M(λ)debidos a la cinematica estelar

1La convolucion transforma un espectro F (λ) a un espectro I(λ) dado por

I(λ) =

int +infin

minusinfinF

(λprime =

λ

1 + vc

)G(v v σ)dv (35)

31 MODELO FISICO - MATEMATICO 19 Marıa E Rojas A

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32 Modelo Computacional

La herramienta computacional que permitio realizar los calculos con la ecuacion 34 seencuentra disponible en wwwstarlightufscbr El codigo realiza una descomposicion deun espectro observado O(λ) sobre una base de espectros de poblaciones estelares simplescomo una combinacion lineal encontrando el mejor ajuste de M(λ) con relacion a O(λ)El ajuste a O(λ) se realiza a traves de la tecnica derivada de la mecanica estadısticaconocida como Simulated Annealing utilizada para encontrar los parametros mınimosmediante el algoritmo Metropolis - cadenas de Markov

χ2 equiv χ2 (minusrarrx M(λ0) Av v σ)) =

λfsumλi

(O(λ)minusM(λ))2 ω(λ)2 (36)

donde ω(λ)2 = eminus1λ es la funcion de peso expresada como la mascaraerror en cada λ

siendo cero para las longitudes de onda con flujos falsos o lıneas enmascardas λi es la lon-gitud de onda inicial y λf la longitud final de la suma en la funcion de χ2 Cid Fernandeset al (2004)

El ajuste se realiza en cuatro etapas

1 Primeros ajustes (First Fits FF) Hace un amplio barrido del espacio de parametros

Programa de enfriamiento el algoritmo pasa a traves de la base N disminu-yendo la temperatura iniciando desde la mas caliente hasta un valor mınimode temperatura definido en el archivo de configuracion siguiendo la funcionde probabilidad de Boltzmann y utilizando el criterio Metropolis planteado enCid Fernandes et al (2004b)

Adaptacion de la funcion peso Ajusta el peso de forma dinamica segun laeficiencia de las temperaturas aceptadas Cid Fernandes et al (2004b)

Criterios de convergencia centralizado en el valor adimensional el cual dacuenta de la convergencia de las cadenas asociado a cada elemento de la baseGelman y Rubin et al (1992)

Parametros cinematicos se define un valor para v y σ que se mantiene cons-tante en todo el algoritmo Metropolis Cid Fernandes et al (2004b)

2 Correcciones (Clip amp Refit) permite comprobar el peso asignado a cada punto res-pecto al espectro de entrada estableciendo el NSIGMA de ajuste

3 Apropiacion (Burn-In) es considerada la ultima etapa de Starlight ya que tomatodas las cadenas de Markov construidas en el paso anterior que tengan mayorpeso para encontrar ası el mejor ajuste de un espectro de entrada respecto a cadacadena

32 MODELO COMPUTACIONAL 20 Marıa E Rojas A

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4 Ultimos ajustes (EX0) desecha los componentes irrelevantes de la base N y afina elajuste generando el archivo de salida

33 Bases Espectrales

Una base espectral utiliza poblaciones estelares simples (SSPs) representadas mediantecumulos de estrellas que nacen a partir de una misma nube de gas con composicion quı-mica homogenea a traves de una formacion estelar intensa y caracterizada por tener unaedad y metalicidad bien definida

Definir las componentes N de la base es de vital importancia para que los resultadostengan alguna conexion con la realidad por ejemplo si se desea identificar la edad delas componentes estelares de una galaxia es necesario que la base precise dentro de susparametros la edad o metalicidad de cada N

331 Construccion de una Poblacion Estelar Simple (SSPs)

El metodo para generar la base de poblaciones estelares contiene tres componentes prin-cipales

1 Observaciones reunidas en bibliotecas estelares de espectros Estas varıan segun latemperatura y la luminosidad de las estrellas de acuerdo con las regiones que sepueden establecer en el diagrama Hertzsprung-Russell (HR)

2 Modelos teoricos de trayectorias evolutivas Estas predicen como serıa la evolucionde las estrellas en un diagrama HR que aportan a la formalizacion de una poblacionestelar

3 Funcion de masa inicial (FMI) φ(m) Pondera el numero de estrellas de masa entrem y m + dm independiente del tiempo y normalizada como

intmφ(m)dm = 1

El espectro de una estrella de masa m que depende de la longitud de onda λ la metali-cidad Z y la edad tprime definido por I(λm t

prime Z) en luminosidades solares [L] y con untiempo de vida τ(m) se define como

I(λm tprime Z) =

f(λm t

prime Z) si tprime le τ(m)

0 si tprime gt τ(m)(37)

donde f es una funcion de λm tprime y Z

Ahora se define

Ψ(tprime) tasa de formacion estelar

33 BASES ESPECTRALES 21 Marıa E Rojas A

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Z(tprime) ley de enriquecimiento quımico

si se tiene una nube de gas con formacion estelar donde despues de un tiempo de vidat se tienen varias estrellas de distintas masas con edad tprime se debe satisfacer la relaciontprime le t ya que las estrellas no pueden ser mayores que el sistema Sin embargo las estre-llas con edades tprime nacieron en un tiempo t minus tprime donde la tasa de formacion estelar y elenriquecimiento quımico son diferentes de las actuales

El numero de estrellas con edad entre tprime y tprime+dtprime y masas entre m y m+dm en un tiempot esta dada por

dN(t) = Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdtprime (38)

Si la metalicidad esta dada por Z(tminus tprime) la suma de los espectros de las estrellas de edadentre tprime y tprime + dtprime y de masas entre m y m+ dm en el tiempo t es

I total(λm tprime Z(tminus tprime)) = I(λm t

prime Z(tminus tprime))times dN(t)

I total(λm tprime Z(tminus tprime)) = I(λm t

prime Z(tminus tprime))Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdtprime (39)

El espectro total en el tiempo t teniendo en cuenta todas las estrellas con masas entre ellımite inferior de las masas estelares (Mupp) y el lımite superior de masas estelares (Mlow)es

I(λ t) =

int t

0

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(tminus tprime))Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdt

prime (310)

Esta es la ecuacion general para crear un espectro l(λ t) de poblaciones estelares sujetoa una tasa de formacion estelar y a un enriquecimiento quımico determinado Por tantopara formar una poblacion estelar simple con una metalicidad Z y una edad t bien definidasolamente es necesario establecer Ψ(tminus tprime) como

Ψ(tminus tprime) = C times δ(tminus tprime) (311)

donde C es una constante de dimensiones [C] equiv [M] y δ(t minus tprime) equiv [anominus1] Luego laecuacion 310 se reemplaza por

I(λ t) =

int t

0

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(tminus tprime))Cδ(tminus tprime)φ(m)dmdt

prime (312)

Por tanto el espectro con una metalicidad definida en un tiempo tprime = 0 es

I(λ t) = C

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(0))φ(m)dm (313)

Con una poblacion estelar simple es posible generar los elementos de la base a partir dela ecuacion 313 como

33 BASES ESPECTRALES 22 Marıa E Rojas A

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L(λ t Z(0)) =I(λ t)

C

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(0))φ(m)dm (314)

L(λ t Z(0)) puede ser llamado Lj(λ) cuando t = tj y Z(0) = Zj con unidades [Lminus1Mminus1

]Por lo tanto el termino Lj(λ) se puede expresar como

Lj(λ) asympsumi

I(mi tj Z(j))φ(mi)∆mi donde τ(mi) le tj (315)

indicando que para calcular Lj(λ) se suman los espectros individuales de estrellas de unabiblioteca estelar dada a lo largo de una edad tj y metalicidad Zj por una funcion de masainicial

332 Modelos de Poblaciones Estelares Simples

Los espectros de las estrellas Lj(λ) se agrupan en diferentes modelos de poblaciones es-telares simples (SSPs) difiriendo en el conjunto de bibliotecas estelares y requerimientosevolutivos pero todos utilizan la funcion de masa de Chabrier (2003)

Υ(logm) prop

exp[minus

(logm minus logmc)2

2σ2

] si m le 1M

mminus13 si m gt 1M

(316)

con mc = 0008 y σ = 0069 Esta funcion de masa indica la cantidad de estrellas en unintervalo logarıtmico de masa 2

Los modelos utilizados son

STELIB (Stellar Library) contiene 249 estrellas observadas entre 3200A - 9500A yresolucion espectral de 3A (Le Borgne et al 2003)

2 podemos reemplazar φ(m) con la condicion de normalizacionint Mupp

Mlow

mΥ(logm)d logm = 1 (317)

con d logm

dm= 1

m ln 10 = d logm

dm= log e

m tenemos

log e

int Mupp

Mlow

Υ(logm)dm =

int Mupp

Mlow

mφ(m)dm = 1 (318)

por tanto

φ(m) = log eΥ(logm)

m (319)

33 BASES ESPECTRALES 23 Marıa E Rojas A

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Nombre Metalicidad [Z] Fuente

Padova 1994 0001ndash 010 Alongi et al (1993)

Bressan et al (1993)

Fagotto et al (1994a)

Fagotto et al (1994b)

Girardi et al (1996)

Padova 2000 00004 ndash003 Girardi et al (2000)

Geneva 002 Schaller et al (1992)

Charbonnel et al (1996)

Charbonnel et al (1999)

Cuadro 31 Trayectorias Evolutivas usadas en BC03 Fuente BC03

MILES (A Medium Resolution INT Library of Empirical Spectra) Contiene 985estrellas observadas entre 3200A - 7500A y resolucion media de 23A (Sanchez-Blazquez et al 2006)

Granada contiene 1654 espectros estelares compuestos con modelos de atmosferaestelar entre 3000A - 7000A y resolucion espectral de 03A (Martins et al 2005)

Bruzual amp Charlot (2003 BC03) Contiene 26 modelos de base con SSPs calculadosutilizando trayectoria evolutiva de Padova 1994 (Alongi et al 1993 Bressan et al1993 Fagotto et al 1994 Girardi et al 1996) cada base contiene 221 espectros dealta resolucion con edades desde t = 0 a t = 20 Giga anos en un rango de 3200A -9500A en unidades de LAminus1 Mminus1

13 de estas SSPS utilizan la FMI de Chabrier(2003) con Mlow = 01 M y Mupp = 100 M normalizados a una masa total de1M en las estrellas a la edad t = 0 las otras 13 SSPs son analogos Salpeter

Para este trabajo se adapto la base de poblaciones estelares simples de la biblioteca deBruzual e Charlot (2003 BC03) que se basa en trayectorias evolutivas y en bibliotecasde espectros estelares descritas en la tabla 31 32 y 33 La mayorıa de los resultadospublicados de Starlight usan este modelo por su amplia gama en edades y metalicidades

Para reproducir la formacion estelar de NGC6240 se utiliza una base que contiene 200SSPs con edades entre 2 times 106 y 13times1010 anos con resolucion de 3A en un rango de3200A a 9500A para las metalicidades de 02Z (m42) 04Z (m52) 1Z (m62) y 25Z(m72) con rutas evolutivas de Padova 1994 libreria STELIB 2003 y funcion masa inicialde Chabrier (2003) mostrados en el cuadro anexo 71 y visualizados en la figura 31 Ca-da una de las figuras representa una metalicidad de la base con sus respectivos 50 SSPscorrespondientes a diferentes edades En ellas es posible observar que los espectros se

33 BASES ESPECTRALES 24 Marıa E Rojas A

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Nombre Tipo Intervalo de Resolucion Intervalo de Fuente

longitud de onda metalididad

BaSeL teorica 91 A a 160 micro m 300 105Z a 10Z Kurucz (1995 pc)

Bessel et al (1989)

Bessel et al (1991)

Fluks et al (1994)

Allard amp Hauschidt (1995)

Rauch (2002)

STELIB observacional 3200A a 9500A 2000 - 20 lt[FeH] lt050 Le Borgne et al (2003)

Pickles observacional 1205A a 25 micro m 500 Z Pickles (1998)

Fanelli et al (1992)

Cuadro 32 Bibliotecas de espectros estelares de BC03 Fuente BC03

Nombre Calibracion Fuente

BaSeL 10 teorica Lejeune et al (1997)

Lejeune et al (1998)

BaSeL 22 semi-empırica Lejeune et al (1997)

Lejeune et al (1998)

BaSeL 31 semi-empırica Westera (2000)

Padova 2000 00004 a 003 Westera et al (2002)

Cuadro 33 Diferentes calibraciones basadas BaSeL Fuente BC03

33 BASES ESPECTRALES 25 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

distribuyen desde la poblacion estelar de mayor temperatura en la parte superior hastalas mas frıas en la parte inferior cada espectro se encuentra calibrado por flujo y sonnormalizados a la unidad de masa solar (M)

Otra caracterıstica de la base BC03 es que no reproduce las lıneas de emision observadaspor lo tanto solo es posible reproducir las lıneas de absorcion debidas a la formacionestelar Es entonces donde el codigo requiere enmascarar o definir rangos de longitud deonda que correspondan a las lıneas de emision con el fin de aumentar la sensibilidaddel ajuste y encontrar ası la componente de absorcion que puede estar siendo opacadapor las lıneas de emision del mismo intervalo Para este trabajo se utiliza la mascarageneral dispuesta dentro del codigo adaptada en la tesis doctoral Natalia Vale Asari(2005) donde se enmascaran la lıneas de emision mas fuertes La mascara esta basada enlos trabajos de Gonzalez-Delgado et al (1995) Pastoriza et al(1993) Benjamin et al(1999) y Zhang et al (2005) y en regiones problematicas de la base de Bruzual y Charlot(2003) asociadas a efectos turbulentos entre 6845A - 6945A y entre 7550A - 7725A y laregion entre 7165A -7210A debida a errores sistematicos La mascara general detallada sepuede ver en la tabla anexa 72

33 BASES ESPECTRALES 26 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

02 Z∘

Log(L λ)[L ∘Å-

1 M∘-

1 ]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

04 Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

file=357911131415171921232527293133353639414345474951535557596163

(a) (b)Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

file=357911131517192123252729313335373941434547495153555759

25Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

y136y135y132y131y130y129y128y127y125y122y121y120y119y118y117y116y115y114y109y106y98y95y94y93y92y90y88y89y97y86y85y84y83y81y59y58y57y56y55y54x51y51y49x48y48y47y46y40y39

(c) (d)

Figura 31 Espectros de SSPs del modelo BC03 Bruzual amp Charlot 2003 para diferentesmetalicidades (a) 02Z (m42) (b) 04Z (m52) (c) 1Z(m62) (d) 25Z(m72) cadametalicidad contiene 50 SSPs con edades entre 2times 106 y 13times 1010 anos Resolucion de3A

33 BASES ESPECTRALES 27 Marıa E Rojas A

CAPITULO 4

Extraccion y Analisis de Espectros

El espectro original se obtuvo con el espectrografo ISIS del telescopio William Herschel de4 2m (WHT) instalado en la Palma (Canarias) utilizando las configuraciones R300B -CCD EEV 12 y R316R - CCD MARCONI2 para los brazos azul y rojo respectivamenteentre 3000A- 5000A y 5000A - 7800A con una escala de 149 segundos de arcomm alo largo de la hendidura El espectro fue cedido por la doctora Rosa Gomez Delgadodel Instituto de Astrofısica de Andalucia Los detalles de la observacion se encuentranregistrados en la tabla 41

Fecha Brazo CCD+gratting Slit PA Slit width (arcsec) texp[sec]

20050910 Red MARCONI2+R316R 88593063 1237020 900

20050909 Blue EEV12+R300B 88620857 1237020 900

Cuadro 41 Resumen de las observaciones espectroscopicas de NGC6240

41 Reduccion

En un espectro obtenido con una apertura donde no es posible identificar cual es lazona espacialmente localizada se hace necesario encontrar la orientacion espacial a fin deajustar la imagen espectral respecto a una imagen fotografica de orientacion conocida Estareorientacion fue realizada por Rosa Gomez Delgado y Mario A Higuera G con rutinas deIRAF (Image Reducction and Astronomical Facilities ver httpwwwirafcom) tomandocomo imagen fotografica de referencia la dispuesta en la base del Telescopio EspacialHubble (HST) ver httphubblesiteorggallery

28

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Figura 41 Reduccion espectral para el filtro Rojo separacion espacial fuente Mario AHiguera G

Un vez reorientado el espectro original se realizo una separacion de la cantidad de luzque paso a traves de la apertura del instrumento para los filtros rojo y azul a lo largodel rango espacial definido En la apertura espacial aparecen todas las fuentes de emisionpresentes en el momento del registro Al visualizarlas con la rutina apall de IRAF figura41 se separan las regiones de estudio

El analisis permito identificar y reducir seis zonas en total para cada filtro que al sersuperpuestas con la imagen fotografica espacial de NGC6240 se distiguieron ası zona Inucleo del sur zona II proximidad hacia el sur de la zona I zona III proximidad hacia elnorte del registro fotografico zona IV nucleo del norte zona V seccion intermedia entrelos dos nucleos y finalmente la zona VI estrella de calibracion

De todas las zonas se obtuvo un espectro para cada filtro estos fueron normalizados ypromediados con el fin de dar unicidad y ası permitir visualizar un espectro del visible enun rango entre 3200A y 7200A para todas las zonas Los espectros obtenidos se corrigieronpor Doppler (z = 0024480 NED ver httpnedipaccaltechedu) y exceso de colorasociado al polvo segun Cardelli et al (1989) en donde

E(BminusV ) = minus232 log

(Rint

Robs

)siendo Rint = 31 y Robs =HαHβ la relacion de flujos previamnete calibados de las lıneasHα y Hβ medidos por tecnica de separacion en LINER1

1LINER herramienta computacional del reporte interno de Richard W Pogge la cual utiliza una

41 REDUCCION 29 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Figura 42 Imagen fotografica del HST de NGC6240

Los espectros al final de la reduccion que se utilizaron para este trabajo se presentan enla figura 43

Al realizar el analisis de cada una de las zonas reducidas se encuentra que las zonas Iy IV presentan espectros asociados a nucleos activos las zonas II y III corresponden alas regiones adyacentes de estos nucleos que debido a su baja razon senal-ruido no serananalizadas en este trabajo la zona V corresponde a la zona intermedia debida a la fuertecomponente estelar presente en el espectro y finalmente la zona VI presenta un espectrocaracterıstico de una estrella identificada en la imagen fotografica que se utiliza comopatron de referencia figura 42

tecnica que define un continuo arbitrario sobre el cual es posible marcar el centro esperado de una lıneasobre un espectro esto permite adquirir los valores de λ centro de lınea FWHM ancho equivalente yflujo de las lıneas tanto de emision como de absorcion

41 REDUCCION 30 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

0

2eminus13

4eminus13

6eminus13

8eminus13

λ[Å]4000 5000 6000

Zona I

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

0

2eminus16

4eminus16

6eminus16

8eminus16

1eminus15

12eminus15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona II

(a) (b)

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

minus2eminus16

minus1eminus16

0

1eminus16

2eminus16

3eminus16

4eminus16

λ[Å]3000 4000 5000 6000 7000

Zona III

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

0

5eminus14

1eminus13

15eminus13

2eminus13

25eminus13

3eminus13

35eminus13

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona IV

(c) (d)

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

minus1eminus16

0

1eminus16

2eminus16

3eminus16

4eminus16

5eminus16

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona V

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

2eminus17

4eminus17

6eminus17

8eminus17

1eminus16

12eminus16

λ[Å]4000 5000 6000 7000

ZonaVI

(e) (f)

Figura 43 Espectros reducidos del visible para NGC6240 (a) Zona I (b) Zona II (c)Zona III (d) Zona IV (e) Zona V (f) Zona VI

41 REDUCCION 31 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

42 Caracterizacion

Los espectros de las zonas I y IV son caracterizados por los valores de λ centro de lıneaFWHM ancho equivalente y flujo de las lıneas de absorcion y emision los cuales se puedenobservar en las tablas 42 y 43 para cada zona respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259856 141934 121105 932365

He I lowast 3820000 38243220 240649 -368885 -331320

[Ne III] 3868760 38665283 196365 960760 849525

K-Ca II lowast 3933000 39298906 825863 -438132 -378235

H-Ca II lowast 3968000 39671277 970000 -270968 -230588

He I 4026000 40302915 870264 207639 172326

[S II] 4068600 40671338 613711 167254 136787

Fe II 4178862 41774009 188631 0157450 0123046

Hδ 4101740 41114917 365668 0608985 0489181

Hγ 4340471 43366045 920191 176589 128710

Hβ 4861300 48590737 156186 132648 538800

[O III] 4958900 49586538 303193 112192 394091

[ OIII] 5006840 50054878 217619 263052 856364

C-C lowast 5165000 51681416 204788 -181874 -0543207

Fe II 5197570 51986562 182212 770700 227194

Na-I(D) lowast 5892000 58881143 119381 -971280 -202980

[O I] 6300304 62998452 208984 297493 540325

[O I] 6363776 63638130 213094 886981 157329

[N II] 6548050 65467163 236476 372079 629095

Hα 6562819 65614551 236476 988640 172153

[N II] 6583460 65830864 236476 950283 194036

[S II] 6716440 67180718 184565 402939 743104

[S II] 6730810 67330210 184565 288223 514382lowast Lınea de absorcion

Cuadro 42 Lıneas identificadas en la Zona I de NGC6240

En la caracterizacion de las dos zonas sobresale una significativa emision de Hβ [OIII]5007A Hα y [NII] 6585A asociadas a la formacion estelar o actividad del nucleo galacticoTambien es posible observar la presencia de lıneas de emision de HeI [OI] en conjuntocon la serie de Balmer Ası mismo fue posible medir la lınea de emision [OII] en 3727Ajunto con las lıneas de H-Ca K-Ca

42 CARACTERIZACION 32 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3728815 37295811 139871 980735 752002

[Ne III] 3868760 38702319 202032 129640 988668

K-Ca II lowast 3933000 39331504 649803 -303453 -241752

H-Ca II lowast 3968000 39680195 689754 -287500 -234462

G-banda lowast 4301000 43048105 301566 -703450 -553622

Hγ 4340471 43404194 808685 104001 0771791

Hβ 4861300 48625376 157743 105704 477370

[O III] 4958900 49602510 204316 867190 374412

[O III] 5006840 50088350 156499 203541 858706

C-C lowast 5165000 51694761 221025 -478236 -186147

[O I] 6300304 62999092 223367 346819 593403

[O I] 6363776 63637612 260837 125170 209970

[N II] 6548050 65507192 180655 374786 791877

Hα 6562819 65663501 180655 788344 165570

[N II] 6583460 65867407 180655 101594 211693

[S II] 6716440 67188540 132432 320833 634206

[S II] 6730810 67328965 185795 414013 81368lowast Lınea de absorcion

Cuadro 43 Lıneas identificadas en la Zona IV de NGC6240

42 CARACTERIZACION 33 Marıa E Rojas A

CAPITULO 5

Espectroscopıa Sintetica

Ajustada la sintesis de poblacion estelar inherente al codigo Starlight se estudio la galaxiaNGC6240 y se obtuvieron propiedades fısicas tales como la composicion estelar a lo largode la historia de la formacion estelar de la galaxia bajo la biblioteca de Bruzual y Char-lot (2003) parametros cineticos como extincion por polvo AV y el vector de poblacionestelar en terminos de una fraccion de luz(xj) obtenidos con la interprestacion del porcen-taje de formacion estelar sintetica y las caracterısticas de las lıneas de absorcion obtenidas

51 Sıntesis espectral

Con el fin de encontrar la sintesis de la poblacion estelar de los dos nucleos del sistema encolision NGC6240 se ejecuto el codigo Starlight para las zonas en las que era posible vi-sualizar la regiones centrales de cada nucleo zonas I y IV Con estos espectros de entradase ejecutaron las combinaciones lineales de la base de Bruzual y Charlot (2003) para lasmetalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z individualmente con esto se identificaron laspoblaciones estelares que contribuıan en la reproduccion sintetica de cada zona Con baseen estos resultados parciales finalmente se construyo la base que mejor representa cadazona respectivamente Esta contiene 200 poblaciones estelares con edades entre 2 times 106

y 13times1010 anos resolucion de 3A en un rango de 3200A a 9500A con metalicidades de02Z 04Z 1Z y 25Z rutas evolutivas de Padova 1994 libreria STELIB y funcionmasa inicial de Chabrier (2003)

La busqueda del mejor ajuste entre el espectro de entrada y el espectro de salida se centroen disminuir al maximo el valor de la relacion [chi2Nleff ] la cual relaciona el valor delχ2 de cada valor de λ Otro valor que se tuvo en cuenta fue la desviacion media porcentual

34

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

de todos los pıxeles con relacion al espectro de entrada [adev( )] los mejores valores seregistraron en la tabla 51

Parametro Zona I Zona IV

[chi2Nleff ] 137545 113193

[adev( )] 638644 446156

Cuadro 51 Calidad del ajuste de Starlight

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

Figura 51 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral I de NGC6240 (trazo negro)

Los espectros de la formacion estelar logrados con este ajuste se muestran en las figuras51 y 52 en donde el trazo rojo representa la formacıon estelar asociada al espectro deentrada representado con el trazo negro de las zonas I y IV respectivamente

En estas figuras se puede observar una componente de absorcion sintetica por cada lıneade emision observada del espectro de entrada como es el caso de las lıneas en la longitudde onda de 3740A 3796A 3837A 3887A 3933A 3969A 4098A 4338A 4100A 4339A4860A 6548A las cuales corresponde a transiciones electronicas conocidas y definidas enel cuadro 11

51 SINTESIS ESPECTRAL 35 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

ObservadoSinteacutetico

Figura 52 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral IV de NGC6240 (trazo negro)

51 SINTESIS ESPECTRAL 36 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

52 Sustraccion espectral

Un vez definida la formacion estelar de cada una de la zonas espectrales se realizo unasustraccion de la formacion estelar asociada a cada zona con el fin de descontaminar elespectro de emision del nucleo activo filtrando ası un espectro de mejores caracterısticasel cual es posible observar en el trazo azul de las figuras 53 y 54

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 53 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral I de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral I de NGC6240 (negro)obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z(b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 37 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 54 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral VI de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral IV de NGC6240(negro) obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Zy 25Z (b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 38 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

53 Caracterizacion espectral

Cada uno de los espectros se caracterizo con la identificacion de todas las lıneas de emisionpresentes en ellas una vez realizada la sustraccion mediante un ajuste de tipo gaussianodefinido en un continuo aleatorio en el software LINER siendo posible obtener el centrode lınea el ancho total a la mitad de la altura (FWHM) y el flujo total visualizados enlas tablas 53 y 53 para las zonas I y IV respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259714 145056 273839 953139

H11 3770630 37686479 440904 425545 149716

H10 3797898 37960681 401993 326624 112110

H9 3835384 38334482 367421 376538 124836

[Ne III] 3868760 38685388 179806 168928 541474

K Ca-II lowast 3933000 39294148 131932 -206818 -623528

H Ca-II 3968000 39691155 446669 468596 135456

He I 4026000 40263750 264590 900988 244257

[S II] 4068600 40721025 240745 173767 446216

Hδ 4101740 40978579 169919 276703 688289

Hγ 4340471 43382275 130266 353231 612874

Hβ 4861300 48594336 151258 -677140 792772

[O III] 4958900 49571484 182238 -129678 227669

[O III] 5006840 50056445 189935 -360470 737521

Fe II 5197570 51990830 217043 -909013 291244

[O I] 6300304 62998164 236848 -365105 644235

[O I] 6363776 63634268 280102 -542065 239085

[NII] 6548050 65466426 250518 -330128 652055

Hα 6562819 65614375 250518 -114643 186725

[N II] 6583460 65836201 250518 -195511 214778

[S II] 6716440 67192485 222886 -472177 102774

[S II] 6730810 67358408 222886 -280570 502474lowast Lınea de absorcion

Cuadro 52 Lıneas de Emision Zona I de NGC6240

531 Clasificacion de NGC6240

Para clasificar a NGC6240 entre los tipos de nucleo activo descritos en la literatura seutilizo las razones de flujo para la ubicacion de este sistema en el diagrama BPT (Bald-win Phillips amp Terlevich 1981) descrito en Cid Fernandes et al (2010) como la mejorseparacion entre galaxias tipo Seyfert LINER y de formacion estelar fuerte mediante la

53 CARACTERIZACION ESPECTRAL 39 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[ O I] 3726032 37296033 143969 -221934 787713

[Ne III] 3868760 38706140 118089 -233171 399531

K Ca-II lowast 3933000 39330952 120923 341232 -383848

S II 4076349 40792864 693475 913706 854107

Hδ 4101742 41004019 936462 679737 301683

Fe II lowast 4303176 43052456 192020 -119689 -283858

Hγ 4340471 43394087 100879 155567 419237

Hβ 4861300 48617803 144197 -647377 680787

[O III] 4958900 49606152 172003 -194691 316305

[O III] 5006840 50090156 161854 -479744 914152

[O I] 6300304 63029087 178476 -155210 621454

[O I] 6363776 63667563 189027 334244 199334

[N II] 6548050 65512285 184697 -152528 896611

Hα 6562819 65665557 184697 -1004495E+06 173249

[N II ] 6583460 65869326 184697 711567 217207

[S II] 6716440 67182754 122346 -459232 516263

[S II] 6730810 67316655 212515 -152349 100130lowast Lınea de absorcion

Cuadro 53 Lıneas de Emision Zona IV de NGC6240

relacion de los flujos de las lıneas de emision de Hα Hβ [NII]λ6584 y [OIII]λ5007 enlog([NII]λ6584 Hα) y log([OIII]λ5007Hβ) que para el caso de la region VI es

log([NII]λ6584 Hα) =020

y

log([OIII]λ5007 Hβ) =-028

lo que ubica a NGC6240 en el diagrama BPT dentro de las galaxia tipo LINER en con-cordancia con el catalogo de Veron-Cetty de (2006)

54 Propiedades fısicas de NGC6240

Los parametros derivados del mejor modelo de la sıntesis permiten adicionalmente calcu-lar y encontrar algunas propiedades fısicas de la galaxia tabla 54 A partir de cada unode estos parametros fue posible asociar las siguientes propiedades

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 40 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Parametro Definicion Zona I Zona IV

[summinus of minus xj( )] Vector de poblacion estelar 9422336 9897032

[Miniminus tot] Fraccion de masa 846570E+02 706677E+03

[Mcor minus tot] Logaritmo de la masa estelar [M] 613714E+02 363687E+03

[v0minusmin(kms)] -11323 -13292

[vdminusmin(kms)] 4700 8439

[AV minusmin(mag)] Atenuacion del polvo [magnitud] -10000 -10000

Cuadro 54 Calidad del ajuste de Starlight

Zona OSP IPS YPS

I 0 176488 765745

IV 06582 355544 614753

Cuadro 55 Porcentaje de formacion estelar sintetica de NGC6240 poblacion estelar joven(YSPs) t le 0 1 Giga anos poblacion estelar con edad intermedia (ISP) 0 1 lt tISP le 2Giga anos la poblacion estelar con edad superior (OSP) 125 Giga ano Rodrıguez ZaurınJ et al (2008)

EdadLa interpretacion del termino [summinus of minus xj( )] vector poblacion xj discutido enla seccion 31 permitio clasificar la poblacion estelar sintetica en i poblacion estelarjoven (YSPs) con componentes estelares de edad t le 0 1 Giga ano ii poblacionestelar con edad intermedia (ISP) con componentes de edad entre 0 1 lt tISP le 2Giga ano y iii poblacion estelar con edad superior (OSP) con componentes de edadmayor que 12 5 Giga ano Rodrıguez Zaurın J et al (2008) Es entonces como alrealizar un tabulacion de este vector en la sıntesis de NGC6240 se puede concluirque mas del 60 de la poblacion estelar corresponde a poblacion estelar joven elporcentaje de cada componente segun la zona se especifica en la cuadro 55

MetalicidadEl porcentaje de las metalicidades empleadas para reproducir el sistema NGC6240fueron tabulados en el cuadro 56 Se puede concluir que existe una contribucion depoblacion estelar de tipo frıo K o M ya que la metalicidad de este tipo de poblacioneses aproximadamente cero mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para lazona IV pertenecen a poblaciones mas calientes de tipo espectral O y M

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 41 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Zona 02Z( ) 04Z( ) 1Z( ) 25Z( )

I 219 3618 5583 00002

IV 1289 4501 4105 0

Cuadro 56 Porcentaje de la metalicidad media en la sıntesis de NGC6240

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 42 Marıa E Rojas A

CAPITULO 6

Conclusiones

Del mapeo de la galaxia NGC 6240 se logro extraer un espectro de buenas caracte-rısticas correspondiente a las zonas I y IV las cuales responden a las zonas espacialesde los nucleos de la galaxia mientras que para las demas zonas es necesario aunrealizar algunas reducciones con mayor detalle para lograr ası eliminar el alto ruidopresente en los espectros

Sobre los espectros espacialmente definidos se realizo una extraccion que permitioidentificar las lıneas de emision y absorcion presente en la zonas I y IV

Con base en la combinacion de las bases de poblaciones estelares de Bruzual GCharlot S (2003) se construyo un espectro sintetico de buenas caracterısticas conla ejecucion de Spectral Synthesis Code -Starlight Cid Fernandes R (2005) en laszonas I y IV

Se realizo una sustraccion entre el espectro observado y el espectro sintetico a fin deeliminar la componente de absorcion asociada con la formacion estelar reproducidacon el espectro sintetico obtenido dando origen a una tabla de flujos reales de lıneasde emision que no habıan sido posible medir debido a la superposicion de las lıneasde absorcion asociadas a la actividad de formacion estelar de la galaxia huesped

La poblacion estelar presente en el espectro sintetico de NGC 6240 segun la literaturade Rodrıguez Zaurın J (2008) es una poblacion estelar joven con edades entret le 0 1 Giga ano con un porcentaje del 765745 en la zona I y 614753 enla zona IV La poblacion estelar con edad intermedia entre 0 1 lt tISP le 2 Gigaano presentan un porcentaje mas bajo del 176488 y 355544 en las zonas I yIV respectivamente Mientras que la poblacion estelar mayor de 125 Giga ano notienen asociado ningun porcentaje en la contribucion del espectro sintetico

43

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Existe una poca contribucion de poblacion estelar de tipo frıo K o M en NGC6240ya que la metalicidad de este tipo de poblaciones es aproximadamente cero en lasıntesis espectral mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para la zona IVpertenecen a poblaciones jovenes de tipo espectral O y M

44 Marıa E Rojas A

Bibliografıa

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BIBLIOGRAFIA 50 Marıa E Rojas A

CAPITULO 7

Anexos

SSP Edad [anos] Z Mstar

bc2003-hr-m42-chab-ssp-032spec 000174e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-034spec 000191e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-051spec 000417e9 000400 09666

bc2003-hr-m42-chab-ssp-052spec 000437e9 000400 09622

bc2003-hr-m42-chab-ssp-053spec 000457e9 000400 09579

bc2003-hr-m42-chab-ssp-054spec 000479e9 000400 09534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-055spec 000501e9 000400 09488

bc2003-hr-m42-chab-ssp-070spec 001000e9 000400 08862

bc2003-hr-m42-chab-ssp-073spec 001148e9 000400 08752

bc2003-hr-m42-chab-ssp-074spec 001202e9 000400 08716

bc2003-hr-m42-chab-ssp-075spec 001259e9 000400 08680

bc2003-hr-m42-chab-ssp-076spec 001318e9 000400 08644

bc2003-hr-m42-chab-ssp-077spec 001380e9 000400 08608

bc2003-hr-m42-chab-ssp-078spec 001445e9 000400 08571

bc2003-hr-m42-chab-ssp-079spec 001514e9 000400 08534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-080spec 001585e9 000400 08501

bc2003-hr-m42-chab-ssp-081spec 001660e9 000400 08469

bc2003-hr-m42-chab-ssp-082spec 001738e9 000400 08436

Continua en la pagina siguiente

51

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m42-chab-ssp-084spec 001905e9 000400 08369

bc2003-hr-m42-chab-ssp-087spec 002188e9 000400 08269

bc2003-hr-m42-chab-ssp-088spec 002291e9 000400 08237

bc2003-hr-m42-chab-ssp-112spec 006405e9 000400 07525

bc2003-hr-m42-chab-ssp-113spec 007187e9 000400 07446

bc2003-hr-m42-chab-ssp-114spec 008064e9 000400 07366

bc2003-hr-m42-chab-ssp-115spec 009048e9 000400 07287

bc2003-hr-m42-chab-ssp-116spec 010152e9 000400 07207

bc2003-hr-m42-chab-ssp-117spec 011391e9 000400 07130

bc2003-hr-m42-chab-ssp-118spec 012780e9 000400 07064

bc2003-hr-m42-chab-ssp-119spec 014340e9 000400 06997

bc2003-hr-m42-chab-ssp-120spec 016090e9 000400 06930

bc2003-hr-m42-chab-ssp-121spec 018053e9 000400 06863

bc2003-hr-m42-chab-ssp-122spec 020256e9 000400 06800

bc2003-hr-m42-chab-ssp-123spec 022727e9 000400 06738

bc2003-hr-m42-chab-ssp-124spec 025500e9 000400 06676

bc2003-hr-m42-chab-ssp-125spec 028612e9 000400 06613

bc2003-hr-m42-chab-ssp-126spec 032103e9 000400 06550

bc2003-hr-m42-chab-ssp-127spec 036020e9 000400 06486

bc2003-hr-m42-chab-ssp-128spec 040415e9 000400 06427

bc2003-hr-m42-chab-ssp-129spec 045347e9 000400 06370

bc2003-hr-m42-chab-ssp-130spec 050880e9 000400 06313

bc2003-hr-m42-chab-ssp-131spec 057088e9 000400 06256

bc2003-hr-m42-chab-ssp-132spec 064054e9 000400 06197

bc2003-hr-m42-chab-ssp-133spec 071870e9 000400 06140

bc2003-hr-m42-chab-ssp-134spec 080640e9 000400 06082

bc2003-hr-m42-chab-ssp-135spec 090479e9 000400 06024

bc2003-hr-m42-chab-ssp-201spec 1500000e9 000400 04919

bc2003-hr-m42-chab-ssp-204spec 1575000e9 000400 04915

bc2003-hr-m42-chab-ssp-214spec 1825000e9 000400 04875

bc2003-hr-m42-chab-ssp-218spec 1925000e9 000400 04872

bc2003-hr-m52-chab-ssp-031spec 000166e9 000800 10000

Continua en la pagina siguiente

52 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-032spec 000174e9 000800 10000

bc2003-hr-m52-chab-ssp-034spec 000191e9 000800 10000

bc2003-hr-m52-chab-ssp-051spec 000417e9 000800 09645

bc2003-hr-m52-chab-ssp-052spec 000437e9 000800 09599

bc2003-hr-m52-chab-ssp-054spec 000479e9 000800 09496

bc2003-hr-m52-chab-ssp-055spec 000501e9 000800 09443

bc2003-hr-m52-chab-ssp-070spec 001000e9 000800 08827

bc2003-hr-m52-chab-ssp-073spec 001148e9 000800 08725

bc2003-hr-m52-chab-ssp-074spec 001202e9 000800 08691

bc2003-hr-m52-chab-ssp-075spec 001259e9 000800 08657

bc2003-hr-m52-chab-ssp-076spec 001318e9 000800 08622

bc2003-hr-m52-chab-ssp-077spec 001380e9 000800 08587

bc2003-hr-m52-chab-ssp-078spec 001445e9 000800 08552

bc2003-hr-m52-chab-ssp-079spec 001514e9 000800 08517

bc2003-hr-m52-chab-ssp-080spec 001585e9 000800 08485

bc2003-hr-m52-chab-ssp-081spec 001660e9 000800 08453

bc2003-hr-m52-chab-ssp-082spec 001738e9 000800 08420

bc2003-hr-m52-chab-ssp-083spec 001820e9 000800 08387

bc2003-hr-m52-chab-ssp-084spec 001905e9 000800 08354

bc2003-hr-m52-chab-ssp-087spec 002188e9 000800 08256

bc2003-hr-m52-chab-ssp-088spec 002291e9 000800 08226

bc2003-hr-m52-chab-ssp-112spec 006405e9 000800 07527

bc2003-hr-m52-chab-ssp-113spec 007187e9 000800 07451

bc2003-hr-m52-chab-ssp-114spec 008064e9 000800 07376

bc2003-hr-m52-chab-ssp-115spec 009048e9 000800 07301

bc2003-hr-m52-chab-ssp-116spec 010152e9 000800 07226

bc2003-hr-m52-chab-ssp-117spec 011391e9 000800 07150

bc2003-hr-m52-chab-ssp-118spec 012780e9 000800 07088

bc2003-hr-m52-chab-ssp-119spec 014340e9 000800 07026

bc2003-hr-m52-chab-ssp-120spec 016090e9 000800 06963

bc2003-hr-m52-chab-ssp-121spec 018053e9 000800 06900

bc2003-hr-m52-chab-ssp-122spec 020256e9 000800 06838

Continua en la pagina siguiente

53 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-123spec 022727e9 000800 06781

bc2003-hr-m52-chab-ssp-124spec 025500e9 000800 06723

bc2003-hr-m52-chab-ssp-125spec 028612e9 000800 06665

bc2003-hr-m52-chab-ssp-126spec 032103e9 000800 06607

bc2003-hr-m52-chab-ssp-127spec 036020e9 000800 06548

bc2003-hr-m52-chab-ssp-128spec 040415e9 000800 06490

bc2003-hr-m52-chab-ssp-129spec 045347e9 000800 06434

bc2003-hr-m52-chab-ssp-130spec 050880e9 000800 06377

bc2003-hr-m52-chab-ssp-131spec 057088e9 000800 06318

bc2003-hr-m52-chab-ssp-132spec 064054e9 000800 06266

bc2003-hr-m52-chab-ssp-133spec 071870e9 000800 06205

bc2003-hr-m52-chab-ssp-134spec 080640e9 000800 06145

bc2003-hr-m52-chab-ssp-135spec 090479e9 000800 06086

bc2003-hr-m52-chab-ssp-201spec 1500000e9 000800 04936

bc2003-hr-m52-chab-ssp-204spec 1575000e9 000800 04935

bc2003-hr-m52-chab-ssp-214spec 1825000e9 000800 04887

bc2003-hr-m52-chab-ssp-218spec 1925000e9 000800 04882

bc2003-hr-m62-chab-ssp-031spec 000166e9 002000 10000

bc2003-hr-m62-chab-ssp-032spec 000174e9 002000 10000

bc2003-hr-m62-chab-ssp-034spec 000191e9 002000 09996

bc2003-hr-m62-chab-ssp-051spec 000417e9 002000 09535

bc2003-hr-m62-chab-ssp-052spec 000437e9 002000 09482

bc2003-hr-m62-chab-ssp-054spec 000479e9 002000 09384

bc2003-hr-m62-chab-ssp-055spec 000501e9 002000 09342

bc2003-hr-m62-chab-ssp-070spec 001000e9 002000 08751

bc2003-hr-m62-chab-ssp-071spec 001047e9 002000 08716

bc2003-hr-m62-chab-ssp-072spec 001096e9 002000 08680

bc2003-hr-m62-chab-ssp-073spec 001148e9 002000 08644

bc2003-hr-m62-chab-ssp-074spec 001202e9 002000 08608

bc2003-hr-m62-chab-ssp-075spec 001259e9 002000 08572

bc2003-hr-m62-chab-ssp-076spec 001318e9 002000 08535

bc2003-hr-m62-chab-ssp-077spec 001380e9 002000 08503

Continua en la pagina siguiente

54 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-078spec 001445e9 002000 08472

bc2003-hr-m62-chab-ssp-079spec 001514e9 002000 08440

bc2003-hr-m62-chab-ssp-081spec 001660e9 002000 08375

bc2003-hr-m62-chab-ssp-082spec 001738e9 002000 08342

bc2003-hr-m62-chab-ssp-084spec 001905e9 002000 08276

bc2003-hr-m62-chab-ssp-087spec 002188e9 002000 08189

bc2003-hr-m62-chab-ssp-088spec 002291e9 002000 08159

bc2003-hr-m62-chab-ssp-112spec 006405e9 002000 07502

bc2003-hr-m62-chab-ssp-113spec 007187e9 002000 07429

bc2003-hr-m62-chab-ssp-114spec 008064e9 002000 07360

bc2003-hr-m62-chab-ssp-115spec 009048e9 002000 07291

bc2003-hr-m62-chab-ssp-116spec 010152e9 002000 07221

bc2003-hr-m62-chab-ssp-117spec 011391e9 002000 07150

bc2003-hr-m62-chab-ssp-118spec 012780e9 002000 07093

bc2003-hr-m62-chab-ssp-119spec 014340e9 002000 07036

bc2003-hr-m62-chab-ssp-120spec 016090e9 002000 06978

bc2003-hr-m62-chab-ssp-121spec 018053e9 002000 06920

bc2003-hr-m62-chab-ssp-122spec 020256e9 002000 06862

bc2003-hr-m62-chab-ssp-123spec 022727e9 002000 06808

bc2003-hr-m62-chab-ssp-124spec 025500e9 002000 06754

bc2003-hr-m62-chab-ssp-125spec 028612e9 002000 06700

bc2003-hr-m62-chab-ssp-126spec 032103e9 002000 06646

bc2003-hr-m62-chab-ssp-127spec 036020e9 002000 06592

bc2003-hr-m62-chab-ssp-128spec 040415e9 002000 06538

bc2003-hr-m62-chab-ssp-129spec 045347e9 002000 06484

bc2003-hr-m62-chab-ssp-130spec 050880e9 002000 06430

bc2003-hr-m62-chab-ssp-131spec 057088e9 002000 06376

bc2003-hr-m62-chab-ssp-132spec 064054e9 002000 06322

bc2003-hr-m62-chab-ssp-133spec 071870e9 002000 06265

bc2003-hr-m62-chab-ssp-134spec 080640e9 002000 06209

bc2003-hr-m62-chab-ssp-135spec 090479e9 002000 06152

bc2003-hr-m62-chab-ssp-201spec 1500000e9 002000 04999

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55 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-204spec 1575000e9 002000 04991

bc2003-hr-m62-chab-ssp-214spec 1825000e9 002000 04946

bc2003-hr-m62-chab-ssp-218spec 1925000e9 002000 04941

bc2003-hr-m72-chab-ssp-031spec 000166e9 005000 09918

bc2003-hr-m72-chab-ssp-032spec 000174e9 005000 09933

bc2003-hr-m72-chab-ssp-034spec 000191e9 005000 09890

bc2003-hr-m72-chab-ssp-051spec 000417e9 005000 09299

bc2003-hr-m72-chab-ssp-052spec 000437e9 005000 09260

bc2003-hr-m72-chab-ssp-054spec 000479e9 005000 09186

bc2003-hr-m72-chab-ssp-055spec 000501e9 005000 09147

bc2003-hr-m72-chab-ssp-070spec 001000e9 005000 08524

bc2003-hr-m72-chab-ssp-071spec 001047e9 005000 08491

bc2003-hr-m72-chab-ssp-072spec 001096e9 005000 08459

bc2003-hr-m72-chab-ssp-073spec 001148e9 005000 08427

bc2003-hr-m72-chab-ssp-074spec 001202e9 005000 08393

bc2003-hr-m72-chab-ssp-075spec 001259e9 005000 08360

bc2003-hr-m72-chab-ssp-076spec 001318e9 005000 08326

bc2003-hr-m72-chab-ssp-077spec 001380e9 005000 08292

bc2003-hr-m72-chab-ssp-078spec 001445e9 005000 08262

bc2003-hr-m72-chab-ssp-079spec 001514e9 005000 08233

bc2003-hr-m72-chab-ssp-081spec 001660e9 005000 08174

bc2003-hr-m72-chab-ssp-082spec 001738e9 005000 08143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-084spec 001905e9 005000 08081

bc2003-hr-m72-chab-ssp-087spec 002188e9 005000 07990

bc2003-hr-m72-chab-ssp-088spec 002291e9 005000 07958

bc2003-hr-m72-chab-ssp-112spec 006405e9 005000 07345

bc2003-hr-m72-chab-ssp-113spec 007187e9 005000 07278

bc2003-hr-m72-chab-ssp-114spec 008064e9 005000 07211

bc2003-hr-m72-chab-ssp-115spec 009048e9 005000 07144

bc2003-hr-m72-chab-ssp-116spec 010152e9 005000 07092

bc2003-hr-m72-chab-ssp-117spec 011391e9 005000 07039

bc2003-hr-m72-chab-ssp-118spec 012780e9 005000 06985

Continua en la pagina siguiente

56 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m72-chab-ssp-119spec 014340e9 005000 06930

bc2003-hr-m72-chab-ssp-120spec 016090e9 005000 06876

bc2003-hr-m72-chab-ssp-121spec 018053e9 005000 06823

bc2003-hr-m72-chab-ssp-122spec 020256e9 005000 06771

bc2003-hr-m72-chab-ssp-123spec 022727e9 005000 06720

bc2003-hr-m72-chab-ssp-124spec 025500e9 005000 06669

bc2003-hr-m72-chab-ssp-125spec 028612e9 005000 06618

bc2003-hr-m72-chab-ssp-126spec 032103e9 005000 06566

bc2003-hr-m72-chab-ssp-127spec 036020e9 005000 06514

bc2003-hr-m72-chab-ssp-128spec 040415e9 005000 06461

bc2003-hr-m72-chab-ssp-129spec 045347e9 005000 06410

bc2003-hr-m72-chab-ssp-130spec 050880e9 005000 06356

bc2003-hr-m72-chab-ssp-131spec 057088e9 005000 06302

bc2003-hr-m72-chab-ssp-132spec 064054e9 005000 06253

bc2003-hr-m72-chab-ssp-133spec 071870e9 005000 06196

bc2003-hr-m72-chab-ssp-134spec 080640e9 005000 06143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-135spec 090479e9 005000 06088

bc2003-hr-m72-chab-ssp-201spec 1500000e9 005000 04972

bc2003-hr-m72-chab-ssp-204spec 1575000e9 005000 04960

bc2003-hr-m72-chab-ssp-214spec 1825000e9 005000 04924

bc2003-hr-m72-chab-ssp-218spec 1925000e9 005000 04908

Cuadro 71 Base N

57 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

3416 3436 [Ne v] 34260

3718 3735 [O II] 37260

3720 3737 [O II] 37288

3796 3802 H10 37979

3833 3841 H90 38354

3862 3871 [Ne III] 38691

3882 3891 H8 HeI 38890

3961 3973 [Ne III] 39678

3961 3974 Hε 39701

4024 4030 He I 40262

4067 4070 [S II] 40686

4095 4107 Hδ 41017

4332 4346 Hγ 43405

4469 4475 He I 44715

4854 4868 Hβ 48613

4947 4968 [O III] 49589

4998 5019 [O III] 50068

5009 5022 He I 50157

5156 5164 [Fe VII] 51584

5193 5202 [N I] 51991

5267 5274 [Fe III] 52704

5868 5883 He I 58756

6296 6303 [O I] 63003

6303 6315 [S III] 63121

6355 6372 [O I] 63638

6538 6591 [N II] 65480

6547 6576 Hα 65628

6575 6591 [N II] 65835

6667 6681 He I 66782

6710 6743 [S II] 67164

6718 6743 [S II] 67308

7061 7072 He I 70652

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58 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

7125 7142 [Ar III] 71358

7315 7329 [O II] 73195

7320 7335 [O II] 73302

6845 6945 BC03 lowastlowast7165 7210 BC03 lowastlowast7550 7725 BC03 lowastlowast5880 5906 NaD 5890 lowast lowast lowast9059 9079 [S III] 90690

lowast Lınea de emision

lowastlowast Region en la problematica Bruzual y Charlot (2003)

lowast lowast lowast Absorcion del medio interestelar en 5896A

Cuadro 72 Mascara General desarrollada por NataliaVale Asari (2005) para Starlight

59 Marıa E Rojas A

  • Acroacutenimos
  • Introduccioacuten
  • Fundamentos de Espectroscopiacutea
    • Fundamentos
    • Espectros Astrofiacutesicos
    • Nuacutecleos Activos de Galaxias
      • Sistema NGC6240
      • Sistema NGC6240
      • Coacutedigo de Siacutentesis Espectral
        • Modelo Fiacutesico - Matemaacutetico
        • Modelo Computacional
        • Bases Espectrales
          • Construccioacuten de una Poblacioacuten Estelar Simple (SSPs)
          • Modelos de Poblaciones Estelares Simples
              • Extraccioacuten y Anaacutelisis de Espectros
                • Reduccioacuten
                • Caracterizacioacuten
                  • Espectroscopiacutea Sinteacutetica
                    • Siacutentesis espectral
                    • Sustraccioacuten espectral
                    • Caracterizacioacuten espectral
                      • Clasificacioacuten de NGC6240
                        • Propiedades fiacutesicas de NGC6240
                          • Conclusiones
                            • Bibliografiacutea
                              • Anexos
Page 3: Espectroscop a estelar sint etica, aplicaciones astrof sicas · con modelos estelares que siguen una l nea de tiempo, producidos por la combinacion de bibliotecas de evolucion estelar,

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Marıa Elizabeth Rojas Acosta

Trabajo de tesis de maestıa sometido como requisito para optar al tıtulo de Magıster enCiencias - Astronomıa

DirectorMario Armando Higuera Garzon

Universidad Nacional de ColombiaFacultad de Ciencias

Observatorio Astronomico NacionalBogota2015

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Pagina de aceptacion

Jurado

Jurado

DrMario Armando Higuera GarzonDirector

Bogota 2015

iii Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Vivimos en un universo cuya edad no podemoscalcular del todo rodeado de estrellas cuyasdistancias de nosotros y entre ellas no podemosconocer llenos de materia que no somoscapaces de identificar que opera segun las leyesde la fısica cuyas propiedades no entendemosen realidad

Bill Bryson- Historia de la Ciencia

iv Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

A mi famila a mi madre y a aquel que todo love

Bogota 2015

v Marıa E Rojas A

Indice general

Acronimos 1

Introduccion 3

1 Fundamentos de Espectroscopıa 611 Fundamentos 712 Espectros Astrofısicos 1113 Nucleos Activos de Galaxias 12

2 Sistema NGC6240 15

Sistema NGC6240 15

3 Codigo de Sıntesis Espectral 1731 Modelo Fısico - Matematico 1832 Modelo Computacional 2033 Bases Espectrales 21

331 Construccion de una Poblacion Estelar Simple (SSPs) 21332 Modelos de Poblaciones Estelares Simples 23

4 Extraccion y Analisis de Espectros 2841 Reduccion 2842 Caracterizacion 32

5 Espectroscopıa Sintetica 3451 Sıntesis espectral 3452 Sustraccion espectral 3753 Caracterizacion espectral 39

vi

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

531 Clasificacion de NGC6240 3954 Propiedades fısicas de NGC6240 40

6 Conclusiones 43Bibliografıa 45

7 Anexos 51

INDICE GENERAL vii Marıa E Rojas A

Indice de cuadros

11 Lıneas de absorcion y emision reportadas en la literatura 12

31 Trayectorias Evolutivas usadas en BC03 Fuente BC03 2432 Bibliotecas de espectros estelares de BC03 Fuente BC03 2533 Diferentes calibraciones basadas BaSeL Fuente BC03 25

41 Resumen de las observaciones espectroscopicas de NGC6240 2842 Lıneas identificadas en la Zona I de NGC6240 3243 Lıneas identificadas en la Zona IV de NGC6240 33

51 Calidad del ajuste de Starlight 3552 Lıneas de Emision Zona I de NGC6240 3953 Lıneas de Emision Zona IV de NGC6240 4054 Calidad del ajuste de Starlight 4155 Porcentaje de formacion estelar sintetica de NGC6240 4156 Porcentaje de la metalicidad media en la sıntesis de NGC6240 42

71 Base N 5772 Mascara General 59

viii

Indice de figuras

11 Representacion de los procesos de emision y absorcion 712 Transiciones entre los niveles de energıa 813 Representacion grafica de un perfil de lınea 1014 Representacion grafica de FWHM (Ancho total a la mitad de la altura por

sus siglas en ingles) 1115 Galaxia normal NGC224 fuente NED 1316 Galaxia con nucleo activo MRK 0699 fuente SDSS 13

31 Espectros de SSPs del modelo BC03 Bruzual amp Charlot 2003 para dife-rentes metalicidades 27

41 Reduccion espectral para el filtro Rojo separacion espacial fuente MarioA Higuera G 29

42 Imagen fotografica del HST de NGC6240 3043 Espectros reducidos del visible para NGC6240 31

51 Ajuste espectral sintetico de la formacion estelar zona espectral I de NGC6240 3552 Ajuste espectral sintetico de la formacion estelar zona espectral IV de

NGC6240 3653 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral I de NGC6240 3754 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral VI de NGC6240 38

ix

Acronimos

A amp A Astronomy and Astrophysics

AGN Active Galactic Nucleus

AJ Astronomical Journal

ApJ Astrophysical Journal

ApJS Astrophysical Journal Supplement

BH Black Hole

BLR Broad line Region

BPT Baldwin Philips amp Terlevich

ChJAampA Chinese Astronomy amp Astrophysics

FWHM Full Width Half Maximum

HST Hubble Space Telescope

IR Infrared

IRAS Infrared Astronomical Satellite

ISO Infrared Space Observatory

LINER Low-ionization Nuclear Emission-line Region

LIRG Luminous Infrared Galaxy

MNRAS Monthly Notices of the Royal Astronomical Society

NED (NASAIPAC EXTRAGALACTIC DATABASE

NLR Near-infrared

NLSy1 Narrow-line Radio Galaxy

SB Starburst

1

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SDSS Sloan Digital Sky Survey

SED Spectral Energy Distribution

SFR Star Formation Rate

Sy1 Seyfert 1

Sy2 Seyfert 2

ULIRG Ultraluminous Infrared Galaxy

INDICE DE FIGURAS 2 Marıa E Rojas A

Introduccion

El continuo generado por una fuente estelar o galactica en un rango de longitudes de ondaentre 3500 A a 6000 A presenta cambios en su forma al interactuar con una nube a me-nor temperatura como su propia atmosfera en el caso estelar Este proceso fısicamentese atribuye a transiciones electronicas donde los fotones que producen el continuo cedensu energıa siendo en algunos casos la energıa necesaria para que electrones de los atomospresentes en la nube realicen transiciones a un nivel de mayor energıa generando ası undecaimiento en el continuo con la presencia de lıneas de absorcion Sin embargo estosno son los unicos procesos fısicos que pueden influir en el cambio del continuo de unafuente por ejemplo en galaxias con un nucleo activo como huesped se presentan procesosde excitacion generados por la colision de los atomos debidos a las altas temperaturas enla vecindad del disco de acrecion generando un exceso de fotones que se ven reflejadoscon lıneas de emision que se superponen en el continuo de la fuente en la direccion deobservacion

Al obtener el espectro de un nucleo activo se posee informacion de la fuente fotoionizanteresponsable del continuo y sobre el la superposicion de las lıneas de emision El problemadel espectro observado radica en la presencia de lıneas de absorcion que por su naturale-za provienen de la formacion estelar de la zona circundante al nucleo y que contaminanla informacion proveniente del nucleo activo Se hace entonces necesario minimizar laformacion estelar de este espectro mediante modelos matematicos de espectros estelaressemejantes a fin de sustraerlas del espectro original y tener solamente informacion de lafuente

Los modelos matematicos que permiten determinar las propiedades fısicas (edad meta-licidad e historia de la formacion estelar) con base en el continuo y lıneas emitido poruna galaxia consisten en reproducir un espectro integrador mediante la combinacion li-neal de espectros individuales de varias estrellas tomadas de una amplia librerıa (Sprinrad

3

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

amp Taylor 1970 Faber 1972 Pritchet 1977 Pickles 1985) Modelos mas recientes se ba-san en dos metodos de sıntesis de poblacion estelar El primero de ellos es la Sıntesis dePoblacion Estelar Evolutiva (SPEE) que realiza una comparacion de los datos de galaxiascon modelos estelares que siguen una lınea de tiempo producidos por la combinacion debibliotecas de evolucion estelar espectros estelares con funcion de masa inicial (FMI1) ehistoria quımica definida (Arimoto y Yoshii 1987 Guiderdoni y Rocca-Volmerange 1987Bressan et al 1993 Fioc y Rocca-Volmerange 1997 Vazdekis 1999 Bruzual y Char-lot 2003 Le Borgne et al 2003) El segundo metodo es la Sıntesis de Poblacion EstelarSemi-Empırica (SPESE) en la que se reproducen el continuo las lıneas de emision y laslıneas de absorcion con la combinacion lineal de sistemas simples de observaciones de altaresolucion con caracterısticas conocidas como metalicidad masa y edad (Bica 1988 Pe-lat 1997 Cid Fernandes et al 2001 Moultaka et al 2004) y avances teoricos (Prugnielamp Soubiran 2001 Le Borgne et al 2003 Bruzual SCharlot 2003 Bertone et al 2004Gonzalez Delgado et al 2004) reunidas en librerias las de como Vazdekis (1999) y LeBorgne et al (2004) entre otras

Los dos metodos se apoyan tambien en el tipo de datos analizados por ejemplo existenanalisis por colores (Wood 1966) por anchos equivalentes en la lınea de absorcion porındice espectral (Worthey 1994 Kauffmann et al 2003) y por caracterısticas de emisiontanto estelar como nebular (Leitherer et al 1995 Schaerer amp Vacca 1998 Mas-Hesse ampKunth 1991 Kewley et al 2001)

Un resultado claro de la sintesis espectral en el optico es la historia y evolucion de laformacion estelar de las galaxias tipo ULIRG2 que para el caso del sistema en colisionArp220 fue obtenida mediante el codigo Starlight (Cid Fernandes et al 2005) y pos-teriormente confirmada con el codigo Confit (Tadhunter et al 2005 Rodrıguez Zaurınet al 2007) y la obtencion de un chi-cuadrado χ2 entre las observaciones y los modelosde poblaciones estelares simples (J Rodrıguez Zaurın et al 2008) Con la obtencion dela sıntesis de la poblacion estelar del sistema Arp220 fue posible clasificar la poblacionestelar dominante en la region nuclear del sistema y confirmar con la literatura el origende la gran luminosidad de las ULIRG asociada a la interaccion entre galaxia y galaxia

El trabajo de J Rodrıguez Zaurın motiva a realizar una investigacion orientada ahora agalaxias tipo LIRGs3 del universo local (z le 02) como el sistema en fusion NGC6240que tiene una luminosidad de 3 5 times 1011 L en el infrarrojo (Yun amp Carilli 2002) y escatalogado como un nucleo activo (DePoy et al 1986)

1Funcion de Masa Inicial es una funcion de prueba que permite calcular cuanta masa puede tener unaestrella

2Galaxias ultraluminosas infrarrojas (ULIRGs) Untraluminous Infrared Galaxies con luminosidadLIR gt 1012L

3Galaxias luminosas infrarrojas (LIRGs) Luminous Infrared Galaxies con luminosidades entre LIR =1011 minus 1012L

INDICE DE FIGURAS 4 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

El objetivo de este trabajo consistio en recalibrar las lıneas de emision de los espectrosdel sistema NGC6240 que se encuentran contaminadas por las lıneas de absorcion pro-venientes de la formacion estelar de los espectros obtenidos por Rosa Gomez Delgadoinvestigadora adscrita al Instituto Astrofısico de Andalucia (IAA) mediante la obtencionsintetica de la componente estelar utilizando el codigo de sıntesis espectral Starlight ybases espectrales de Bruzual amp Charlot Para desarrollar este trabajo se llevo a cabo unarevision de los fundamentos de la espectroscopıa los cuales estan descritos en el primercapıtulo de este trabajo una caracterizacion del objeto con base en los reportes de laliteartura capıtulo dos y un analisis de la logica del codigo de sıntesis espectral Starlighta fin de encontrar los espectros que mejor reproducen el espectro original de NGC6240utilizando la biblioteca BC03 capıtulos tres y cuatro

Una vez se definio la base y la estructura del codigo se realizo una reduccion del espectrooriginal obteniendo un espectro caracterizado para las seis zonas mas cercanas al nucleoactivo y utilizadas como espectros de entrada en el codigo Starlight Para cada una de laszonas fue posible obtener el espectro sintetico de la poblacion estelar permitiendo carac-terizar la formacion estelar y a su vez recalibrar las lıneas de emision en sus flujos luegode la sutraccion de la componente estelar sintetica de cada zona del sistema NGC6240

INDICE DE FIGURAS 5 Marıa E Rojas A

CAPITULO 1

Fundamentos de Espectroscopıa

La constante agitacion de los atomos y moleculas al interior de materia que se encuentraa una temperatura superior a 3K ocasiona que esta emita radiacion termica ası cuandoun cuerpo se encuentra a una temperatura mayor que la temperatura de su entorno estese enfriara muy rapido debido a que la energıa de emision (del cuerpo) es mayor que laenergıa de absorcion (su entorno) este proceso ocurre hasta que se alcanza el equilibriotermico con el medio La radiacion emitida se puede analizar mediante el uso de un es-pectrometro el cual permite estimar la temperatura de un cuerpo y la composicion defrecuencias de la radiacion termica emitida Esta tecnica se denomina espectrometrıa

La informacion que se obtiene del estudio espectroscopico permite clasificar los cuerpossegun las caracterısticas de la emision que recibe un receptor en la direccion de observa-cion En la figura 11 se puede observar que a medida que el espectro descrito en la ley decuerpo negro de Planck viaja por el medio se presentan alteraciones en su forma segunla direccion de observacion es ası como para un observador A el continuo que provienede un objeto al atravesar un medio de menor temperatura presenta una disminucion enla intensisdad de la radiacion en la longitud de onda asociada a la transicion electronicagenerando lo que se conoce como lınea de absorcion mientras que un observador en ladireccion B recibe una intensidad de radiacion en una longitud de onda especıfica aso-ciada a una transicion electronica debida a la emision de un foton reflejado en lo que seconoce como lınea de emision Ambos procesos permiten interpretar las caracterısticasdel elemento quımico que se encuentra en el medio atmosfera o nube interestelar

En el presente capıtulo se presenta una breve revision de los conceptos inherentes a laespectroscopıa observacional

6

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

En+1

En

I()

I()

I()

Estrella A

B

Figura 11 Representacion de los procesos de emision y absorcion

11 Fundamentos

Espectro Continuo Representa la intensidad de radiacion de un cuerpo con relaciona la longitud de onda El comportamiento de la radiacion fue descrito por Plancken 1900 como la radiacion de cuerpo negro

ρT (ν)dν =8πν2

c3

ehνκT minus 1 (11)

donde ρT (ν) es el numero de fotones por unidad de volumen existente entre lafrecuencia ν y ν + dν h es la constante de Planck h = 663 times 10minus34 Jtimess κ laconstante de Boltzmann κ = 1 38 times 10minus23JK ν la frecuencia y T la temperaturaabsoluta y c la velocidad de la luz

En esta descripcion la energıa esta cuantizada es decir los atomos y las moleculassolo pueden tener unidades discretas de energıa E = hν y cada valor de energıarepresenta un estado cuantico diferente Atomos y moleculas emiten o absorbenenergıa en paquetes discretos tambien llamados fotones los cuales son emitidoscuando cambian de estado cuantico

Transicion electronica Proceso responsable del cambio de estado cuantico de unatomo o molecula El estado cuantico mas bajo puede ser el fundamental y losestados cuanticos altos los estados excitados Entonces una transicion electronica

11 FUNDAMENTOS 7 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

de un estado cuantico menor a un estado mayor esta asociado a una absorcionde un foton que produce la lınea de absorcion sobre el continuo Sin embargo elestado de excitacion por lo general es de corta duracion produciendo una transicionelectronica en sentido contrario de un estado cuantico mayor a uno de estado menorproduciendo la emision de un foton asociada a la desexcitacion y vista con una lıneade emision en una direccion arbitraria figura 12

Estados excitados

Estado Fundamental

Absorcioacuten

E

Emisioacuten

Figura 12 Transiciones entre los niveles de energıa

Perfil de Lınea Es el nombre que recibe la lınea espectral que observacionalmen-te no es infinitamente delgada sino que presenta un ensanchamiento que fısica ymatematicamente se explica a partir de

1 Ensanchamiento natural relacionado con el principio de incertidumbre de Hei-senberg ∆E∆t = ~ donde ~ es la simplificacion de h

2πsiendo h la contante de

PlanckEl Ensanchamiento natural es la medida de la energıa correspondiente a unatransicion en un tiempo t Matematicamente se expresa como

∆λ asymp λ2

2πc

(1

∆ti+

1

∆ti

) (12)

donde el diferencial energıa es Efoton = hcλ siendo c la velocidad de la luz

se considera del orden de 10minus6A

11 FUNDAMENTOS 8 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

2 Ensanchamiento Doppler debido a que en la nube de gas algunos atomos sealejan y otros se acercan al observador la contribucion total de radiacion sepuede desplazar al rojo y al azul como consecuencia del movimiento del gas enrotacion y se conoce como corrimiento al rojo (y al azul) z definido ası

z =λobservada minus λemitida

λemitida=

∆λ

λemitida= plusmn|vr|

c

donde vr es la velocidad radial en terminos de la velocidad mas probable en ladistribucion de Maxwell- Boltzman asociada a la temperatura local (T ) como

vr =

radic2κT

m

siendo κ la constante de Boltzmann y m la masa Por tanto el ancho de la lınease ve ensanchado matematicamen ası

∆λ =2λemitida

c

radic2κT

m (13)

3 Ensanchamiento colisional asociado a la interaccion de los atomos que se en-cuentran sometidos a altas presiones donde los niveles energeticos son altera-dos por los iones o electrones del ambiente ampliando la lınea debido a la altaprobabilidad de choque con atomos adyacentes Tal ensanchado esta dado por

∆λ =λ2

c

ησ

π

radic2κT

m (14)

donde 1ησ

es trayectoria libre media para colisiones

Entonces una transicion electronica se presenta en un intervalo de frecuenciasν = ∆E

h donde la intensidad de radiacion varıa en la vecindad de una frecuen-

cia central ν0 y se describe a traves de una funcion de probabilidad medianteun perfil de Lorentz o un perfil Gaussiano figura 13

Ancho equivalente (Wλ) es el ancho medido en A de una caja rectangular quecontiene un area igual a la contenida por un perfil de lınea espectral o el areamedida entre el nivel del continuo normalizado a la unidad con referencia cero

Wλ =

intfo(λ)minus fc(λ)

fc(λ)dλ (15)

donde fc(λ) es el flujo del continuo y fo(λ) es el flujo observado medido en A (figura14)

11 FUNDAMENTOS 9 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

F (υ)υο

Inte

nsid

ad d

e ra

diac

ioacuten

φ(υ)

Perfil de Lorentz

Perfil Gaussiano

Figura 13 Representacion grafica de un perfil de lınea

Ancho total a la mitad de la altura (FWHM por sus siglas en ingles) es el anchomedido a la mitad de la altura entre el continuo y el maximo del perfil de lınea y semiden en en A figura 14

Flujo Instantaneo es la energıa por unidad de tiempo que atraviesa un area dSobtenida al integrar la densidad de flujo espectral en todas las frecuencias posibles

F =

int π2

0

int 2π

0

I cos θ sen θdθdφ = πI (16)

siendo I la intensidad total emitida uniformemente en todas las direcciones Unaunidad de medida son los Janskys (10minus26 W mminus2 Hzminus1)

Luminosidad Se define como la energıa por unidad de tiempo emitida por una fuenteluminosa en todas las direcciones es decir en un angulo solido de 4π esteroradianesEn una radiacion isotropica la luminosidad se expresa como

L = 4πR2F (17)

donde F es la densidad de flujo que pasa a traves de una superficie que rodea lafuente luminosa a una distancia R por segundo su unidad de medida son ergs sminus1El termino 4π R2 corresponde al area superficial de la fuente luminosa obtenida dederivar el volumen de la esfera con respecto al radio

11 FUNDAMENTOS 10 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

FWHM

F2

F

120582[Å] 0

119865120582

W

0

FWHM

Figura 14 Representacion grafica de FWHM (Ancho total a la mitad de la altura porsus siglas en ingles)

Luminosidad Especıfica es la energıa en una frecuencia ν emitida por una fuentepor segundo

Lν = 4πR2Fν (18)

12 Espectros Astrofısicos

El espectro de una estrella o una galaxia contiene un continuo proveniente de la fuente yun espectro de lıneas superpuesta sobre el proveniente de las nubes en la vecindad de lafuente Todas las caracterısticas fısicas de estas nubes se adquieren con la interpretacionde las propiedades de las lıneas En el cuadro 11 se encuentran registradas las lıneas deemision y absorcion mas reportadas en la literatura con sus longitudes de onda especıficasen ellas sobresalen las lıneas de hidrogeno (serie de Balmer) lıneas de helio neutro lıneasde hierro doblete hidrogeno lınea de calcio ionizado (K) y la lınea del calcio neutro entreotras

En la figura 15 se observa el espectro de la galaxia NGC224 catalogada como una ga-laxia normal (Peimbert M amp Torres-Peimbert S 1981 Shuder J M Osterbrock DE1981 y Filippenko A V amp Sargent W L W 1988) en donde es posible encontrarlıneas anchas en las lıneas de Hα y Hβ asociadas a la alta velocidad del gas de la zonacentral

12 ESPECTROS ASTROFISICOS 11 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ [A] Lınea λ [A]

[O II] 3726032 [O III] 4958900

He I 3820000 [O III] 5006840

[NeIII] 3868760 C-C 5165000

K Ca-II 3933000 Fe II 5197570

H Ca-II 3968000 [O I] 6300304

HeI 4026000 [O I] 6363776

[S II] 4068600 [N II] 6548050

Fe II 4178862 Hα 6562819

Hδ 4101740 [N II] 6583460

Hγ 4340471 [S II] 6716440

Hβ 4861300 [S II] 6730810

Cuadro 11 Lıneas de absorcion y emision reportadas en la literatura

13 Nucleos Activos de Galaxias

Las galaxias con un nucleo activo (AGNs por sus siglas en ingles) son aquellas galaxiasque contienen una fuente central muy compacta altamente luminosa y emisoras de uncontinuo de gran cantidad de energıa y la presencia de intensas lıneas de emision El mode-lo que mejor describe las caracterısticas observadas en los AGNs es el Modelo Unificadoen donde se plantea que cada AGN contiene un agujero negro supermasivo en la regıoncentral (M amp 109M) y un disco de acrecion fuente del intenso continuo radiado Masdistante existe una region a la cual se le asocia la emision de lıneas denominada region delıneas anchas (BLR con vFWHM gt 100Kms) y mas distante una region de lınea delgadas(NLR con vFWHM lt 100Kms) rodeando un toro oscurecedor

Existen diferentes tipos de AGNs debido al registro de emision entre los que sobresalen

Galaxias Seyfert Objetos que presentan un nucleo brillante con lıneas de emisionproducidas por atomos en un amplio rango de ionizacion Un analisis espectral per-mitio categorizar estos AGNs en dos tipos Seyfert tipo 1 en donde se observan lıneasde emision anchas y Seyfert tipo 2 en donde se observan lıneas de emision estrechasestas galaxias se identifican segun la orientacion de observacion

Quasars AGNs que debido a sus distancias se observan como objetos muy brillantescon halos difusos estas son galaxias tıpicas en los primeros estadıos del universoaunque se encuentren tambien en el universo local

13 NUCLEOS ACTIVOS DE GALAXIAS 12 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

F λ[1

0-14

cm-2s-

1 Å-1]

0

2

4

6

8

λ[Å]3500 4000 4500 5000 5500

NGC224

Figura 15 Galaxia normal NGC224 fuente NED

LINERs (del ingles Low-Ionization Nuclear Emission-line Region) estas galaxiasson de baja luminosidad y sus espectros se asemejan a una tıpica galaxia Seyfert 2

En la figura 16 se presenta un espectro caracterıstico de un nucleo activo en el se puedeobservar que el continuo no responde a la ley de cuerpo negro y que ademas la intensidadde las lıneas de emision es superior a la intensidad de las lıneas de absorcion

F λ[1

0-17

cm-2s-

1 Å-1]

0

500

1000

1500

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Mkr699

Figura 16 Galaxia con nucleo activo MRK 0699 fuente SDSS

En algunas galaxias con nucleos activos tambien es posible encontrar intensa formacionestelar en la vecindad del AGN o en los brazos de la estructura huesped Esta actividadde formacion incrementa la emision en el infrarojo de manera que tambien se puedenclasificar como

13 NUCLEOS ACTIVOS DE GALAXIAS 13 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

LIRGs Galaxias Luminosas en el Infrarrojo (por su siglas en ingles Luminous In-frared Galaxies) con luminosidades L sim 1011L

ULIRGs Galaxias Ultra Luminosas en el Infrarrojo (por su siglas en ingles UltraLuminous Infrared Galaxies) presentan luminosidades L gt 1012L

Starburst galaxias que presentan una tasa de formacion estelar muy alta en un cortoperiodo de tiempo de la galaxia

13 NUCLEOS ACTIVOS DE GALAXIAS 14 Marıa E Rojas A

CAPITULO 2

Sistema NGC6240

NGC6240 (IC4625 UGC10592 MCG00-43-004 VV617 Psk1650+024) es un par inte-ractuante entre una galaxia elıptica y una galaxia ultraluminosa (IRAS 16504 0228)Fosbury amp Wall (1979) con dos nucleos en la region central Fried amp Schulz H (1983)Se encuentra a una distancia de 98 Mpc con ascension recta en 16h 52m 589s y declina-cion +02 24

prime03

primeprime desplazandose con una velocidad promedio de 7339 km sminus1

La morfologıa del sistema presenta una alteracion debida a la interaccion sin embargoSchulz et al (1993) detecta por primera vez la presencia de dos nucleos en la region cen-tral que segun las imagenes en el rojo de Dopita M A et al (2002) presentan fuertescolas de marea asociadas a la fusion hecho que llevo a catalogarla como un sistema demorfologıa compleja Observaciones en el optico han establecido que la separacion entrelos dos nucleos es de aproximadamente 16

primeprime(08 kpc) (Scoville NZ et al 2000) en

sentido norte-sur siendo el nucleo sur el mas brillante mientras que observaciones enradio calculan una separacion de 14

primeprime (Carral Turner amp Ho 1990) con una velocidad

de dispersion entre ellos de 229 km s minus1 (Tecza et al 2000 Genzel et al 2001)

El sistema NGC6240 posee una metalicidad aproximada de una decima solar (Oliva ampOriglia 1998) y es una fuente infrarroja ultraluminosa en donde el 99 de la lumino-sidad es bolometrica en el infrarrojo (Wright et al 1984 Soifer et al 1984) con unaluminosidad aproximada de 3 5times 1011 L (Yun amp Carilli 2002) de donde se estima queen un 50 a 75 es proveniente de un starburst (Genzel et al 1998 Rigopoulou etal 1999 Laurent et al 2000 Lutz et al 2003) mientras que el restante 25 o 50 proviene de la luminosidad del nucleo activo (Komossa et al 2003 Iwasawa amp Comastri1998 Vignati et al 1999 Iwasawa 1999 Matt 1999) derivado de los analisis en rayos Xen la lınea de emision de FeK a 64 keV para ambos nucleos y en la emision del continuo

15

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

a 100 keV

Un analisis del espectro en el optico muestra una fuerte emision en la lınea de [O III]y una debil emision en la lınea [O II] en el nucleo sur que se contrasta con una debilemision en la lınea [O III] y una fuerte emision en la lınea de [O II] del nucleo norteBarbieri C et al (1993) El espectro de NGC 6240 se destaca ademas por la relacionentre la lıneas de emision del hidrogeno molecular y la emision de [Fe II] en 164 micras(Becklin et al 1984 Rieke et al 1985 DePoy et al 1986) siendo la emision de Hα masfuerte al noroeste de la galaxia en contraste con la emision en el rojo al norte y al oestedel sistema El continuo puede ser descrito por modelos de absorcion con una instensidadaproximada de 650 mJy (Van Driel Wet al (2000)) debida a la emision nuclear directa(Vignati et al 1999 Netzer et al 1998)

Los estudios en el optico muestran que la emision de Hα se puede ver afectadas por laabsorcion asociada a la formacion estelar este hecho se refleja en la clasificacion paraeste sistema dentro de la taxonomıa de las galaxias activas ya que que su espectro sepuede clasificar como el de una galaxia con una region nuclear emisora de baja ionizacion(LINER) o Seyfert 2 (Kewley et al 2001 Goldader et al 1997a 1997b Kim et al 1995Veilleux et al 1995)

Existen varios estudios espectroscopicos del infrarrojo (IR) en la literatura (Doyon et al1994 Lester et al 1994) que muestran diferencias en la naturaleza de la poblacion estelarse considera que la poblacion estelar joven es la dominante del sistema Oliva et al (1999)

Otros estudios reportan poca actividad de H2O (Braatz et al 1997) sin embargo se con-firma la presencia de un perfil de absorcion en OH Baan et al (1985 1992) en dondealrededor de la mitad del flujo se concentra en una gruesa estructura de disco ubicadaentre el IR y el radio con una velocidad de 800 km sminus1 y un ancho total de lınea de 1400km sminus1 que revelan la complejidad de la dinamica de gases en este sistema debida a lagran perdida de masa que se aproxima a 500 M anominus1

Las recientes observaciones de NGC6240 realizado por el Satelite Chandra permitieroninvestigar el difuso halo galactico gracias a la emision de rayos X blandos en una regionde 110 times 80 kpc donde el gas tiene una temperatura aproximada de 75 millones deKelvin con una densidad estimada de 25 times 10minus3cmminus3 una masa total de 1010M unaluminosidad de 4 times 1041erg sminus1 y una metalicidad menor a 0 1Z Un analisis espectralespacialmente resuelto revela variaciones en la emision en Hα lo que implica un enri-quecimiento uniforme por parte de las supernovas de tipo II La evidencia observacionalapunta al aumento de la formacion de estrellas dentro de una gran abundancia de gasEmanuele Nardiniet al (2013)

16 Marıa E Rojas A

CAPITULO 3

Codigo de Sıntesis Espectral

Los astronomos han desarrollado algunos metodos para obtener informacion sobre la com-posicion de las estrellas y galaxias Uno de ellos es el analisis e interpretacion de los estadoselectronicos de los iones atomos y moleculas de las atmosferas de las estrellas y medio in-terestelar pertenecientes a una galaxia los cuales son reproducidos matematicamente a finde obtener espectros integrados que reconstruyen el espectro sintetico de la galaxia Hoyse tienen dos escuelas que describen la llamada sıntesis de poblacion estelar Evolutiva ySemi-empirıca En la primera escuela la sıntesis se obtiene al reproducir un biblioteca deespectros a partir de condiciones fısicas hipoteticas como historia de formacion estelarevolucion quımica y funcion de masa inicial sin embargo hay incertidumbre sobre las con-diciones fısicas reales de cada biblioteca En la segunda escuela la sıntesis es el resultadode una combinacion lineal de espectros de estrellas yo aglomerados con incertidumbre enla capacidad de las bases estelares para reproducir las condiciones diversas de las galaxiasGomes (2005)

El Dr Roberto Cid Fernandes desarrollo en 2005 un codigo de sıntesis mediante el al-goritmo Metropolis-Markov llamado Starlight Spectral Synthesis Code -Starlight el cualcombina linealmente elementos de bases estelares construidas a partir de observaciones yelementos de bases de poblaciones estelares simples teoricas con edad metalicidad y masadesarrolladas por Bruzual amp Charlot (2003) En este capıtulo se presenta la configuracionde las propiedades fısicas matematicas y computacionales del codigo Starlight

17

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

31 Modelo Fısico - Matematico

En la sıntesis espectral el espectro de una galaxia se compone de una combinacion linealde espectros de poblaciones estelares dentro de un espacio finito ξN con N componentesy elementos Lj(λ) (j = 1 N) Cada Lj es un espectro que depende de la poblacionestelar en un intervalo de longitud de onda λ La ecuacion principal del modelo de sıntesisespectral es

M(λ) =Nsumj=1

xjLj(λ) (31)

donde xj es el coeficiente de expansion y M(λ) es el espectro modelado de salida Laecuacion 31 puede expresarse como

M(λ)

M(λ0)=

Nsumj=1

xj

(Lj(λ)

Lj(λ0)

) (32)

donde se introduce la condicion de normalizacionsumN

j=1 xj = 1 que se cumplira en lalongitud de onda λ0 Ademas es posible interpretar que

M(λ) es el espectro modelo de prueba que a diferencia del espectro observado O(λ)puede consistir de unicamente lıneas de absorcion y un continuo

λ0 es la longitud de onda normalizada M(λ0) y Lj(λ0) son los valores del modelo

y espectro de la poblacion estelar j en λ0 Para este caso se considera λ0 = 4020 A

xj es el flujo monocromatico de la componente j en λ0 en el espacio ξN con extincionAV Al conjunto minusrarrx equiv (x1 xN) se llama el vector de poblacion e indica en lapractica la fraccion de luz debido a cada elemento N Por lo general esto no sumael 100 de la contribucion de luz

Lj(λ) es la poblacion estelar j del espacio ξN que comprende un elemento de labase Cada uno corresponde a una caracterıstica astrofısica bien definida (edad (tj)

metalicidad (Zj)) asociada a Lj medida en unidades L Aminus1 M

Para hacer un analisis funcional con el objeto de encontrar las relaciones del coeficiente xjes necesario una interpretacion matematica de los dos primeros items y una interpretacionfısica de los dos ultimos ası

1 Producto Interno como las funciones del espacio ξN son analıticas es necesariogarantizar que estas cumplan una relacion de ortogonalidad y ortornormalidad enun intervalo [a b] con respecto a una funcion de peso ε(λ) es decir

(Lm(λ) Ln(λ)) =

int b

a

Lm(λ)times Ln(λ)times ε(λ)dλ = Cmnδmn

31 MODELO FISICO - MATEMATICO 18 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

donde δmn es el delta de Kronecker y Cmn es una constante entonces si δmn es 1para todos los m y n se dice que el conjunto es ortonormal Por tanto

Nsumj

xj = 1 (33)

2 Extincion no se tiene en cuenta en el modelo Se sabe que la luz al atravesarun medio interestelar de gas o polvo presenta fenomenos de absorcion o dispersioncausando el llamado enrojecimiento del espectro el cual debe ser previamente co-rregido

3 Dispersion de velocidad es un proceso fısico debido a la dinamica estelar y estarelacionado con el corrimiento Doppler Ası el efecto neto sera el ensanchamiento delas lıneas de absorcion en el espectro observado (Oλ) efecto que debe ser corregidopreviamente

Incorporando las anteriores consideraciones la ecuacion 32 para un modelo fısico resulta

M(λ)

M(λ0)=

Nsumj=1

xj

(Lj(λ)

Lj(λ0)

)r(λ)otimesG(v σ) (34)

donde

r(λ) equiv 10minus04(AλminusAλ0) es el termino de extincion Aλ es la extincion del polvo en la

longitud de onda λ y Aλ0 es el enrojecimiento en la longitud de onda normalizadaλ0 En este trabajo se asume que la curva de extincion es similar a la de nuestragalaxia por eso se utilizara la ley de extincion de Cardelli et al (1989) Ademas seasume que todas las componentes estelares es decir cada elemento de la base sufreel mismo enrojecimiento AV

G(v σ) es una distribucion gaussiana de velocidades centrada en v con amplitudde dispersion σ Los espectros de base (L1(λ) LN) son convoluıdos1 (sımbolootimes) con G(v σ) para tener el ancho de las lıneas de absorcion y emision de M(λ)debidos a la cinematica estelar

1La convolucion transforma un espectro F (λ) a un espectro I(λ) dado por

I(λ) =

int +infin

minusinfinF

(λprime =

λ

1 + vc

)G(v v σ)dv (35)

31 MODELO FISICO - MATEMATICO 19 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

32 Modelo Computacional

La herramienta computacional que permitio realizar los calculos con la ecuacion 34 seencuentra disponible en wwwstarlightufscbr El codigo realiza una descomposicion deun espectro observado O(λ) sobre una base de espectros de poblaciones estelares simplescomo una combinacion lineal encontrando el mejor ajuste de M(λ) con relacion a O(λ)El ajuste a O(λ) se realiza a traves de la tecnica derivada de la mecanica estadısticaconocida como Simulated Annealing utilizada para encontrar los parametros mınimosmediante el algoritmo Metropolis - cadenas de Markov

χ2 equiv χ2 (minusrarrx M(λ0) Av v σ)) =

λfsumλi

(O(λ)minusM(λ))2 ω(λ)2 (36)

donde ω(λ)2 = eminus1λ es la funcion de peso expresada como la mascaraerror en cada λ

siendo cero para las longitudes de onda con flujos falsos o lıneas enmascardas λi es la lon-gitud de onda inicial y λf la longitud final de la suma en la funcion de χ2 Cid Fernandeset al (2004)

El ajuste se realiza en cuatro etapas

1 Primeros ajustes (First Fits FF) Hace un amplio barrido del espacio de parametros

Programa de enfriamiento el algoritmo pasa a traves de la base N disminu-yendo la temperatura iniciando desde la mas caliente hasta un valor mınimode temperatura definido en el archivo de configuracion siguiendo la funcionde probabilidad de Boltzmann y utilizando el criterio Metropolis planteado enCid Fernandes et al (2004b)

Adaptacion de la funcion peso Ajusta el peso de forma dinamica segun laeficiencia de las temperaturas aceptadas Cid Fernandes et al (2004b)

Criterios de convergencia centralizado en el valor adimensional el cual dacuenta de la convergencia de las cadenas asociado a cada elemento de la baseGelman y Rubin et al (1992)

Parametros cinematicos se define un valor para v y σ que se mantiene cons-tante en todo el algoritmo Metropolis Cid Fernandes et al (2004b)

2 Correcciones (Clip amp Refit) permite comprobar el peso asignado a cada punto res-pecto al espectro de entrada estableciendo el NSIGMA de ajuste

3 Apropiacion (Burn-In) es considerada la ultima etapa de Starlight ya que tomatodas las cadenas de Markov construidas en el paso anterior que tengan mayorpeso para encontrar ası el mejor ajuste de un espectro de entrada respecto a cadacadena

32 MODELO COMPUTACIONAL 20 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

4 Ultimos ajustes (EX0) desecha los componentes irrelevantes de la base N y afina elajuste generando el archivo de salida

33 Bases Espectrales

Una base espectral utiliza poblaciones estelares simples (SSPs) representadas mediantecumulos de estrellas que nacen a partir de una misma nube de gas con composicion quı-mica homogenea a traves de una formacion estelar intensa y caracterizada por tener unaedad y metalicidad bien definida

Definir las componentes N de la base es de vital importancia para que los resultadostengan alguna conexion con la realidad por ejemplo si se desea identificar la edad delas componentes estelares de una galaxia es necesario que la base precise dentro de susparametros la edad o metalicidad de cada N

331 Construccion de una Poblacion Estelar Simple (SSPs)

El metodo para generar la base de poblaciones estelares contiene tres componentes prin-cipales

1 Observaciones reunidas en bibliotecas estelares de espectros Estas varıan segun latemperatura y la luminosidad de las estrellas de acuerdo con las regiones que sepueden establecer en el diagrama Hertzsprung-Russell (HR)

2 Modelos teoricos de trayectorias evolutivas Estas predicen como serıa la evolucionde las estrellas en un diagrama HR que aportan a la formalizacion de una poblacionestelar

3 Funcion de masa inicial (FMI) φ(m) Pondera el numero de estrellas de masa entrem y m + dm independiente del tiempo y normalizada como

intmφ(m)dm = 1

El espectro de una estrella de masa m que depende de la longitud de onda λ la metali-cidad Z y la edad tprime definido por I(λm t

prime Z) en luminosidades solares [L] y con untiempo de vida τ(m) se define como

I(λm tprime Z) =

f(λm t

prime Z) si tprime le τ(m)

0 si tprime gt τ(m)(37)

donde f es una funcion de λm tprime y Z

Ahora se define

Ψ(tprime) tasa de formacion estelar

33 BASES ESPECTRALES 21 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Z(tprime) ley de enriquecimiento quımico

si se tiene una nube de gas con formacion estelar donde despues de un tiempo de vidat se tienen varias estrellas de distintas masas con edad tprime se debe satisfacer la relaciontprime le t ya que las estrellas no pueden ser mayores que el sistema Sin embargo las estre-llas con edades tprime nacieron en un tiempo t minus tprime donde la tasa de formacion estelar y elenriquecimiento quımico son diferentes de las actuales

El numero de estrellas con edad entre tprime y tprime+dtprime y masas entre m y m+dm en un tiempot esta dada por

dN(t) = Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdtprime (38)

Si la metalicidad esta dada por Z(tminus tprime) la suma de los espectros de las estrellas de edadentre tprime y tprime + dtprime y de masas entre m y m+ dm en el tiempo t es

I total(λm tprime Z(tminus tprime)) = I(λm t

prime Z(tminus tprime))times dN(t)

I total(λm tprime Z(tminus tprime)) = I(λm t

prime Z(tminus tprime))Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdtprime (39)

El espectro total en el tiempo t teniendo en cuenta todas las estrellas con masas entre ellımite inferior de las masas estelares (Mupp) y el lımite superior de masas estelares (Mlow)es

I(λ t) =

int t

0

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(tminus tprime))Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdt

prime (310)

Esta es la ecuacion general para crear un espectro l(λ t) de poblaciones estelares sujetoa una tasa de formacion estelar y a un enriquecimiento quımico determinado Por tantopara formar una poblacion estelar simple con una metalicidad Z y una edad t bien definidasolamente es necesario establecer Ψ(tminus tprime) como

Ψ(tminus tprime) = C times δ(tminus tprime) (311)

donde C es una constante de dimensiones [C] equiv [M] y δ(t minus tprime) equiv [anominus1] Luego laecuacion 310 se reemplaza por

I(λ t) =

int t

0

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(tminus tprime))Cδ(tminus tprime)φ(m)dmdt

prime (312)

Por tanto el espectro con una metalicidad definida en un tiempo tprime = 0 es

I(λ t) = C

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(0))φ(m)dm (313)

Con una poblacion estelar simple es posible generar los elementos de la base a partir dela ecuacion 313 como

33 BASES ESPECTRALES 22 Marıa E Rojas A

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L(λ t Z(0)) =I(λ t)

C

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(0))φ(m)dm (314)

L(λ t Z(0)) puede ser llamado Lj(λ) cuando t = tj y Z(0) = Zj con unidades [Lminus1Mminus1

]Por lo tanto el termino Lj(λ) se puede expresar como

Lj(λ) asympsumi

I(mi tj Z(j))φ(mi)∆mi donde τ(mi) le tj (315)

indicando que para calcular Lj(λ) se suman los espectros individuales de estrellas de unabiblioteca estelar dada a lo largo de una edad tj y metalicidad Zj por una funcion de masainicial

332 Modelos de Poblaciones Estelares Simples

Los espectros de las estrellas Lj(λ) se agrupan en diferentes modelos de poblaciones es-telares simples (SSPs) difiriendo en el conjunto de bibliotecas estelares y requerimientosevolutivos pero todos utilizan la funcion de masa de Chabrier (2003)

Υ(logm) prop

exp[minus

(logm minus logmc)2

2σ2

] si m le 1M

mminus13 si m gt 1M

(316)

con mc = 0008 y σ = 0069 Esta funcion de masa indica la cantidad de estrellas en unintervalo logarıtmico de masa 2

Los modelos utilizados son

STELIB (Stellar Library) contiene 249 estrellas observadas entre 3200A - 9500A yresolucion espectral de 3A (Le Borgne et al 2003)

2 podemos reemplazar φ(m) con la condicion de normalizacionint Mupp

Mlow

mΥ(logm)d logm = 1 (317)

con d logm

dm= 1

m ln 10 = d logm

dm= log e

m tenemos

log e

int Mupp

Mlow

Υ(logm)dm =

int Mupp

Mlow

mφ(m)dm = 1 (318)

por tanto

φ(m) = log eΥ(logm)

m (319)

33 BASES ESPECTRALES 23 Marıa E Rojas A

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Nombre Metalicidad [Z] Fuente

Padova 1994 0001ndash 010 Alongi et al (1993)

Bressan et al (1993)

Fagotto et al (1994a)

Fagotto et al (1994b)

Girardi et al (1996)

Padova 2000 00004 ndash003 Girardi et al (2000)

Geneva 002 Schaller et al (1992)

Charbonnel et al (1996)

Charbonnel et al (1999)

Cuadro 31 Trayectorias Evolutivas usadas en BC03 Fuente BC03

MILES (A Medium Resolution INT Library of Empirical Spectra) Contiene 985estrellas observadas entre 3200A - 7500A y resolucion media de 23A (Sanchez-Blazquez et al 2006)

Granada contiene 1654 espectros estelares compuestos con modelos de atmosferaestelar entre 3000A - 7000A y resolucion espectral de 03A (Martins et al 2005)

Bruzual amp Charlot (2003 BC03) Contiene 26 modelos de base con SSPs calculadosutilizando trayectoria evolutiva de Padova 1994 (Alongi et al 1993 Bressan et al1993 Fagotto et al 1994 Girardi et al 1996) cada base contiene 221 espectros dealta resolucion con edades desde t = 0 a t = 20 Giga anos en un rango de 3200A -9500A en unidades de LAminus1 Mminus1

13 de estas SSPS utilizan la FMI de Chabrier(2003) con Mlow = 01 M y Mupp = 100 M normalizados a una masa total de1M en las estrellas a la edad t = 0 las otras 13 SSPs son analogos Salpeter

Para este trabajo se adapto la base de poblaciones estelares simples de la biblioteca deBruzual e Charlot (2003 BC03) que se basa en trayectorias evolutivas y en bibliotecasde espectros estelares descritas en la tabla 31 32 y 33 La mayorıa de los resultadospublicados de Starlight usan este modelo por su amplia gama en edades y metalicidades

Para reproducir la formacion estelar de NGC6240 se utiliza una base que contiene 200SSPs con edades entre 2 times 106 y 13times1010 anos con resolucion de 3A en un rango de3200A a 9500A para las metalicidades de 02Z (m42) 04Z (m52) 1Z (m62) y 25Z(m72) con rutas evolutivas de Padova 1994 libreria STELIB 2003 y funcion masa inicialde Chabrier (2003) mostrados en el cuadro anexo 71 y visualizados en la figura 31 Ca-da una de las figuras representa una metalicidad de la base con sus respectivos 50 SSPscorrespondientes a diferentes edades En ellas es posible observar que los espectros se

33 BASES ESPECTRALES 24 Marıa E Rojas A

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Nombre Tipo Intervalo de Resolucion Intervalo de Fuente

longitud de onda metalididad

BaSeL teorica 91 A a 160 micro m 300 105Z a 10Z Kurucz (1995 pc)

Bessel et al (1989)

Bessel et al (1991)

Fluks et al (1994)

Allard amp Hauschidt (1995)

Rauch (2002)

STELIB observacional 3200A a 9500A 2000 - 20 lt[FeH] lt050 Le Borgne et al (2003)

Pickles observacional 1205A a 25 micro m 500 Z Pickles (1998)

Fanelli et al (1992)

Cuadro 32 Bibliotecas de espectros estelares de BC03 Fuente BC03

Nombre Calibracion Fuente

BaSeL 10 teorica Lejeune et al (1997)

Lejeune et al (1998)

BaSeL 22 semi-empırica Lejeune et al (1997)

Lejeune et al (1998)

BaSeL 31 semi-empırica Westera (2000)

Padova 2000 00004 a 003 Westera et al (2002)

Cuadro 33 Diferentes calibraciones basadas BaSeL Fuente BC03

33 BASES ESPECTRALES 25 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

distribuyen desde la poblacion estelar de mayor temperatura en la parte superior hastalas mas frıas en la parte inferior cada espectro se encuentra calibrado por flujo y sonnormalizados a la unidad de masa solar (M)

Otra caracterıstica de la base BC03 es que no reproduce las lıneas de emision observadaspor lo tanto solo es posible reproducir las lıneas de absorcion debidas a la formacionestelar Es entonces donde el codigo requiere enmascarar o definir rangos de longitud deonda que correspondan a las lıneas de emision con el fin de aumentar la sensibilidaddel ajuste y encontrar ası la componente de absorcion que puede estar siendo opacadapor las lıneas de emision del mismo intervalo Para este trabajo se utiliza la mascarageneral dispuesta dentro del codigo adaptada en la tesis doctoral Natalia Vale Asari(2005) donde se enmascaran la lıneas de emision mas fuertes La mascara esta basada enlos trabajos de Gonzalez-Delgado et al (1995) Pastoriza et al(1993) Benjamin et al(1999) y Zhang et al (2005) y en regiones problematicas de la base de Bruzual y Charlot(2003) asociadas a efectos turbulentos entre 6845A - 6945A y entre 7550A - 7725A y laregion entre 7165A -7210A debida a errores sistematicos La mascara general detallada sepuede ver en la tabla anexa 72

33 BASES ESPECTRALES 26 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

02 Z∘

Log(L λ)[L ∘Å-

1 M∘-

1 ]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

04 Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

file=357911131415171921232527293133353639414345474951535557596163

(a) (b)Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

file=357911131517192123252729313335373941434547495153555759

25Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

y136y135y132y131y130y129y128y127y125y122y121y120y119y118y117y116y115y114y109y106y98y95y94y93y92y90y88y89y97y86y85y84y83y81y59y58y57y56y55y54x51y51y49x48y48y47y46y40y39

(c) (d)

Figura 31 Espectros de SSPs del modelo BC03 Bruzual amp Charlot 2003 para diferentesmetalicidades (a) 02Z (m42) (b) 04Z (m52) (c) 1Z(m62) (d) 25Z(m72) cadametalicidad contiene 50 SSPs con edades entre 2times 106 y 13times 1010 anos Resolucion de3A

33 BASES ESPECTRALES 27 Marıa E Rojas A

CAPITULO 4

Extraccion y Analisis de Espectros

El espectro original se obtuvo con el espectrografo ISIS del telescopio William Herschel de4 2m (WHT) instalado en la Palma (Canarias) utilizando las configuraciones R300B -CCD EEV 12 y R316R - CCD MARCONI2 para los brazos azul y rojo respectivamenteentre 3000A- 5000A y 5000A - 7800A con una escala de 149 segundos de arcomm alo largo de la hendidura El espectro fue cedido por la doctora Rosa Gomez Delgadodel Instituto de Astrofısica de Andalucia Los detalles de la observacion se encuentranregistrados en la tabla 41

Fecha Brazo CCD+gratting Slit PA Slit width (arcsec) texp[sec]

20050910 Red MARCONI2+R316R 88593063 1237020 900

20050909 Blue EEV12+R300B 88620857 1237020 900

Cuadro 41 Resumen de las observaciones espectroscopicas de NGC6240

41 Reduccion

En un espectro obtenido con una apertura donde no es posible identificar cual es lazona espacialmente localizada se hace necesario encontrar la orientacion espacial a fin deajustar la imagen espectral respecto a una imagen fotografica de orientacion conocida Estareorientacion fue realizada por Rosa Gomez Delgado y Mario A Higuera G con rutinas deIRAF (Image Reducction and Astronomical Facilities ver httpwwwirafcom) tomandocomo imagen fotografica de referencia la dispuesta en la base del Telescopio EspacialHubble (HST) ver httphubblesiteorggallery

28

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Figura 41 Reduccion espectral para el filtro Rojo separacion espacial fuente Mario AHiguera G

Un vez reorientado el espectro original se realizo una separacion de la cantidad de luzque paso a traves de la apertura del instrumento para los filtros rojo y azul a lo largodel rango espacial definido En la apertura espacial aparecen todas las fuentes de emisionpresentes en el momento del registro Al visualizarlas con la rutina apall de IRAF figura41 se separan las regiones de estudio

El analisis permito identificar y reducir seis zonas en total para cada filtro que al sersuperpuestas con la imagen fotografica espacial de NGC6240 se distiguieron ası zona Inucleo del sur zona II proximidad hacia el sur de la zona I zona III proximidad hacia elnorte del registro fotografico zona IV nucleo del norte zona V seccion intermedia entrelos dos nucleos y finalmente la zona VI estrella de calibracion

De todas las zonas se obtuvo un espectro para cada filtro estos fueron normalizados ypromediados con el fin de dar unicidad y ası permitir visualizar un espectro del visible enun rango entre 3200A y 7200A para todas las zonas Los espectros obtenidos se corrigieronpor Doppler (z = 0024480 NED ver httpnedipaccaltechedu) y exceso de colorasociado al polvo segun Cardelli et al (1989) en donde

E(BminusV ) = minus232 log

(Rint

Robs

)siendo Rint = 31 y Robs =HαHβ la relacion de flujos previamnete calibados de las lıneasHα y Hβ medidos por tecnica de separacion en LINER1

1LINER herramienta computacional del reporte interno de Richard W Pogge la cual utiliza una

41 REDUCCION 29 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Figura 42 Imagen fotografica del HST de NGC6240

Los espectros al final de la reduccion que se utilizaron para este trabajo se presentan enla figura 43

Al realizar el analisis de cada una de las zonas reducidas se encuentra que las zonas Iy IV presentan espectros asociados a nucleos activos las zonas II y III corresponden alas regiones adyacentes de estos nucleos que debido a su baja razon senal-ruido no serananalizadas en este trabajo la zona V corresponde a la zona intermedia debida a la fuertecomponente estelar presente en el espectro y finalmente la zona VI presenta un espectrocaracterıstico de una estrella identificada en la imagen fotografica que se utiliza comopatron de referencia figura 42

tecnica que define un continuo arbitrario sobre el cual es posible marcar el centro esperado de una lıneasobre un espectro esto permite adquirir los valores de λ centro de lınea FWHM ancho equivalente yflujo de las lıneas tanto de emision como de absorcion

41 REDUCCION 30 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

0

2eminus13

4eminus13

6eminus13

8eminus13

λ[Å]4000 5000 6000

Zona I

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

0

2eminus16

4eminus16

6eminus16

8eminus16

1eminus15

12eminus15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona II

(a) (b)

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

minus2eminus16

minus1eminus16

0

1eminus16

2eminus16

3eminus16

4eminus16

λ[Å]3000 4000 5000 6000 7000

Zona III

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

0

5eminus14

1eminus13

15eminus13

2eminus13

25eminus13

3eminus13

35eminus13

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona IV

(c) (d)

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

minus1eminus16

0

1eminus16

2eminus16

3eminus16

4eminus16

5eminus16

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona V

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

2eminus17

4eminus17

6eminus17

8eminus17

1eminus16

12eminus16

λ[Å]4000 5000 6000 7000

ZonaVI

(e) (f)

Figura 43 Espectros reducidos del visible para NGC6240 (a) Zona I (b) Zona II (c)Zona III (d) Zona IV (e) Zona V (f) Zona VI

41 REDUCCION 31 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

42 Caracterizacion

Los espectros de las zonas I y IV son caracterizados por los valores de λ centro de lıneaFWHM ancho equivalente y flujo de las lıneas de absorcion y emision los cuales se puedenobservar en las tablas 42 y 43 para cada zona respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259856 141934 121105 932365

He I lowast 3820000 38243220 240649 -368885 -331320

[Ne III] 3868760 38665283 196365 960760 849525

K-Ca II lowast 3933000 39298906 825863 -438132 -378235

H-Ca II lowast 3968000 39671277 970000 -270968 -230588

He I 4026000 40302915 870264 207639 172326

[S II] 4068600 40671338 613711 167254 136787

Fe II 4178862 41774009 188631 0157450 0123046

Hδ 4101740 41114917 365668 0608985 0489181

Hγ 4340471 43366045 920191 176589 128710

Hβ 4861300 48590737 156186 132648 538800

[O III] 4958900 49586538 303193 112192 394091

[ OIII] 5006840 50054878 217619 263052 856364

C-C lowast 5165000 51681416 204788 -181874 -0543207

Fe II 5197570 51986562 182212 770700 227194

Na-I(D) lowast 5892000 58881143 119381 -971280 -202980

[O I] 6300304 62998452 208984 297493 540325

[O I] 6363776 63638130 213094 886981 157329

[N II] 6548050 65467163 236476 372079 629095

Hα 6562819 65614551 236476 988640 172153

[N II] 6583460 65830864 236476 950283 194036

[S II] 6716440 67180718 184565 402939 743104

[S II] 6730810 67330210 184565 288223 514382lowast Lınea de absorcion

Cuadro 42 Lıneas identificadas en la Zona I de NGC6240

En la caracterizacion de las dos zonas sobresale una significativa emision de Hβ [OIII]5007A Hα y [NII] 6585A asociadas a la formacion estelar o actividad del nucleo galacticoTambien es posible observar la presencia de lıneas de emision de HeI [OI] en conjuntocon la serie de Balmer Ası mismo fue posible medir la lınea de emision [OII] en 3727Ajunto con las lıneas de H-Ca K-Ca

42 CARACTERIZACION 32 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3728815 37295811 139871 980735 752002

[Ne III] 3868760 38702319 202032 129640 988668

K-Ca II lowast 3933000 39331504 649803 -303453 -241752

H-Ca II lowast 3968000 39680195 689754 -287500 -234462

G-banda lowast 4301000 43048105 301566 -703450 -553622

Hγ 4340471 43404194 808685 104001 0771791

Hβ 4861300 48625376 157743 105704 477370

[O III] 4958900 49602510 204316 867190 374412

[O III] 5006840 50088350 156499 203541 858706

C-C lowast 5165000 51694761 221025 -478236 -186147

[O I] 6300304 62999092 223367 346819 593403

[O I] 6363776 63637612 260837 125170 209970

[N II] 6548050 65507192 180655 374786 791877

Hα 6562819 65663501 180655 788344 165570

[N II] 6583460 65867407 180655 101594 211693

[S II] 6716440 67188540 132432 320833 634206

[S II] 6730810 67328965 185795 414013 81368lowast Lınea de absorcion

Cuadro 43 Lıneas identificadas en la Zona IV de NGC6240

42 CARACTERIZACION 33 Marıa E Rojas A

CAPITULO 5

Espectroscopıa Sintetica

Ajustada la sintesis de poblacion estelar inherente al codigo Starlight se estudio la galaxiaNGC6240 y se obtuvieron propiedades fısicas tales como la composicion estelar a lo largode la historia de la formacion estelar de la galaxia bajo la biblioteca de Bruzual y Char-lot (2003) parametros cineticos como extincion por polvo AV y el vector de poblacionestelar en terminos de una fraccion de luz(xj) obtenidos con la interprestacion del porcen-taje de formacion estelar sintetica y las caracterısticas de las lıneas de absorcion obtenidas

51 Sıntesis espectral

Con el fin de encontrar la sintesis de la poblacion estelar de los dos nucleos del sistema encolision NGC6240 se ejecuto el codigo Starlight para las zonas en las que era posible vi-sualizar la regiones centrales de cada nucleo zonas I y IV Con estos espectros de entradase ejecutaron las combinaciones lineales de la base de Bruzual y Charlot (2003) para lasmetalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z individualmente con esto se identificaron laspoblaciones estelares que contribuıan en la reproduccion sintetica de cada zona Con baseen estos resultados parciales finalmente se construyo la base que mejor representa cadazona respectivamente Esta contiene 200 poblaciones estelares con edades entre 2 times 106

y 13times1010 anos resolucion de 3A en un rango de 3200A a 9500A con metalicidades de02Z 04Z 1Z y 25Z rutas evolutivas de Padova 1994 libreria STELIB y funcionmasa inicial de Chabrier (2003)

La busqueda del mejor ajuste entre el espectro de entrada y el espectro de salida se centroen disminuir al maximo el valor de la relacion [chi2Nleff ] la cual relaciona el valor delχ2 de cada valor de λ Otro valor que se tuvo en cuenta fue la desviacion media porcentual

34

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

de todos los pıxeles con relacion al espectro de entrada [adev( )] los mejores valores seregistraron en la tabla 51

Parametro Zona I Zona IV

[chi2Nleff ] 137545 113193

[adev( )] 638644 446156

Cuadro 51 Calidad del ajuste de Starlight

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

Figura 51 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral I de NGC6240 (trazo negro)

Los espectros de la formacion estelar logrados con este ajuste se muestran en las figuras51 y 52 en donde el trazo rojo representa la formacıon estelar asociada al espectro deentrada representado con el trazo negro de las zonas I y IV respectivamente

En estas figuras se puede observar una componente de absorcion sintetica por cada lıneade emision observada del espectro de entrada como es el caso de las lıneas en la longitudde onda de 3740A 3796A 3837A 3887A 3933A 3969A 4098A 4338A 4100A 4339A4860A 6548A las cuales corresponde a transiciones electronicas conocidas y definidas enel cuadro 11

51 SINTESIS ESPECTRAL 35 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

ObservadoSinteacutetico

Figura 52 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral IV de NGC6240 (trazo negro)

51 SINTESIS ESPECTRAL 36 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

52 Sustraccion espectral

Un vez definida la formacion estelar de cada una de la zonas espectrales se realizo unasustraccion de la formacion estelar asociada a cada zona con el fin de descontaminar elespectro de emision del nucleo activo filtrando ası un espectro de mejores caracterısticasel cual es posible observar en el trazo azul de las figuras 53 y 54

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 53 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral I de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral I de NGC6240 (negro)obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z(b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 37 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 54 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral VI de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral IV de NGC6240(negro) obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Zy 25Z (b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 38 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

53 Caracterizacion espectral

Cada uno de los espectros se caracterizo con la identificacion de todas las lıneas de emisionpresentes en ellas una vez realizada la sustraccion mediante un ajuste de tipo gaussianodefinido en un continuo aleatorio en el software LINER siendo posible obtener el centrode lınea el ancho total a la mitad de la altura (FWHM) y el flujo total visualizados enlas tablas 53 y 53 para las zonas I y IV respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259714 145056 273839 953139

H11 3770630 37686479 440904 425545 149716

H10 3797898 37960681 401993 326624 112110

H9 3835384 38334482 367421 376538 124836

[Ne III] 3868760 38685388 179806 168928 541474

K Ca-II lowast 3933000 39294148 131932 -206818 -623528

H Ca-II 3968000 39691155 446669 468596 135456

He I 4026000 40263750 264590 900988 244257

[S II] 4068600 40721025 240745 173767 446216

Hδ 4101740 40978579 169919 276703 688289

Hγ 4340471 43382275 130266 353231 612874

Hβ 4861300 48594336 151258 -677140 792772

[O III] 4958900 49571484 182238 -129678 227669

[O III] 5006840 50056445 189935 -360470 737521

Fe II 5197570 51990830 217043 -909013 291244

[O I] 6300304 62998164 236848 -365105 644235

[O I] 6363776 63634268 280102 -542065 239085

[NII] 6548050 65466426 250518 -330128 652055

Hα 6562819 65614375 250518 -114643 186725

[N II] 6583460 65836201 250518 -195511 214778

[S II] 6716440 67192485 222886 -472177 102774

[S II] 6730810 67358408 222886 -280570 502474lowast Lınea de absorcion

Cuadro 52 Lıneas de Emision Zona I de NGC6240

531 Clasificacion de NGC6240

Para clasificar a NGC6240 entre los tipos de nucleo activo descritos en la literatura seutilizo las razones de flujo para la ubicacion de este sistema en el diagrama BPT (Bald-win Phillips amp Terlevich 1981) descrito en Cid Fernandes et al (2010) como la mejorseparacion entre galaxias tipo Seyfert LINER y de formacion estelar fuerte mediante la

53 CARACTERIZACION ESPECTRAL 39 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[ O I] 3726032 37296033 143969 -221934 787713

[Ne III] 3868760 38706140 118089 -233171 399531

K Ca-II lowast 3933000 39330952 120923 341232 -383848

S II 4076349 40792864 693475 913706 854107

Hδ 4101742 41004019 936462 679737 301683

Fe II lowast 4303176 43052456 192020 -119689 -283858

Hγ 4340471 43394087 100879 155567 419237

Hβ 4861300 48617803 144197 -647377 680787

[O III] 4958900 49606152 172003 -194691 316305

[O III] 5006840 50090156 161854 -479744 914152

[O I] 6300304 63029087 178476 -155210 621454

[O I] 6363776 63667563 189027 334244 199334

[N II] 6548050 65512285 184697 -152528 896611

Hα 6562819 65665557 184697 -1004495E+06 173249

[N II ] 6583460 65869326 184697 711567 217207

[S II] 6716440 67182754 122346 -459232 516263

[S II] 6730810 67316655 212515 -152349 100130lowast Lınea de absorcion

Cuadro 53 Lıneas de Emision Zona IV de NGC6240

relacion de los flujos de las lıneas de emision de Hα Hβ [NII]λ6584 y [OIII]λ5007 enlog([NII]λ6584 Hα) y log([OIII]λ5007Hβ) que para el caso de la region VI es

log([NII]λ6584 Hα) =020

y

log([OIII]λ5007 Hβ) =-028

lo que ubica a NGC6240 en el diagrama BPT dentro de las galaxia tipo LINER en con-cordancia con el catalogo de Veron-Cetty de (2006)

54 Propiedades fısicas de NGC6240

Los parametros derivados del mejor modelo de la sıntesis permiten adicionalmente calcu-lar y encontrar algunas propiedades fısicas de la galaxia tabla 54 A partir de cada unode estos parametros fue posible asociar las siguientes propiedades

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 40 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Parametro Definicion Zona I Zona IV

[summinus of minus xj( )] Vector de poblacion estelar 9422336 9897032

[Miniminus tot] Fraccion de masa 846570E+02 706677E+03

[Mcor minus tot] Logaritmo de la masa estelar [M] 613714E+02 363687E+03

[v0minusmin(kms)] -11323 -13292

[vdminusmin(kms)] 4700 8439

[AV minusmin(mag)] Atenuacion del polvo [magnitud] -10000 -10000

Cuadro 54 Calidad del ajuste de Starlight

Zona OSP IPS YPS

I 0 176488 765745

IV 06582 355544 614753

Cuadro 55 Porcentaje de formacion estelar sintetica de NGC6240 poblacion estelar joven(YSPs) t le 0 1 Giga anos poblacion estelar con edad intermedia (ISP) 0 1 lt tISP le 2Giga anos la poblacion estelar con edad superior (OSP) 125 Giga ano Rodrıguez ZaurınJ et al (2008)

EdadLa interpretacion del termino [summinus of minus xj( )] vector poblacion xj discutido enla seccion 31 permitio clasificar la poblacion estelar sintetica en i poblacion estelarjoven (YSPs) con componentes estelares de edad t le 0 1 Giga ano ii poblacionestelar con edad intermedia (ISP) con componentes de edad entre 0 1 lt tISP le 2Giga ano y iii poblacion estelar con edad superior (OSP) con componentes de edadmayor que 12 5 Giga ano Rodrıguez Zaurın J et al (2008) Es entonces como alrealizar un tabulacion de este vector en la sıntesis de NGC6240 se puede concluirque mas del 60 de la poblacion estelar corresponde a poblacion estelar joven elporcentaje de cada componente segun la zona se especifica en la cuadro 55

MetalicidadEl porcentaje de las metalicidades empleadas para reproducir el sistema NGC6240fueron tabulados en el cuadro 56 Se puede concluir que existe una contribucion depoblacion estelar de tipo frıo K o M ya que la metalicidad de este tipo de poblacioneses aproximadamente cero mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para lazona IV pertenecen a poblaciones mas calientes de tipo espectral O y M

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 41 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Zona 02Z( ) 04Z( ) 1Z( ) 25Z( )

I 219 3618 5583 00002

IV 1289 4501 4105 0

Cuadro 56 Porcentaje de la metalicidad media en la sıntesis de NGC6240

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 42 Marıa E Rojas A

CAPITULO 6

Conclusiones

Del mapeo de la galaxia NGC 6240 se logro extraer un espectro de buenas caracte-rısticas correspondiente a las zonas I y IV las cuales responden a las zonas espacialesde los nucleos de la galaxia mientras que para las demas zonas es necesario aunrealizar algunas reducciones con mayor detalle para lograr ası eliminar el alto ruidopresente en los espectros

Sobre los espectros espacialmente definidos se realizo una extraccion que permitioidentificar las lıneas de emision y absorcion presente en la zonas I y IV

Con base en la combinacion de las bases de poblaciones estelares de Bruzual GCharlot S (2003) se construyo un espectro sintetico de buenas caracterısticas conla ejecucion de Spectral Synthesis Code -Starlight Cid Fernandes R (2005) en laszonas I y IV

Se realizo una sustraccion entre el espectro observado y el espectro sintetico a fin deeliminar la componente de absorcion asociada con la formacion estelar reproducidacon el espectro sintetico obtenido dando origen a una tabla de flujos reales de lıneasde emision que no habıan sido posible medir debido a la superposicion de las lıneasde absorcion asociadas a la actividad de formacion estelar de la galaxia huesped

La poblacion estelar presente en el espectro sintetico de NGC 6240 segun la literaturade Rodrıguez Zaurın J (2008) es una poblacion estelar joven con edades entret le 0 1 Giga ano con un porcentaje del 765745 en la zona I y 614753 enla zona IV La poblacion estelar con edad intermedia entre 0 1 lt tISP le 2 Gigaano presentan un porcentaje mas bajo del 176488 y 355544 en las zonas I yIV respectivamente Mientras que la poblacion estelar mayor de 125 Giga ano notienen asociado ningun porcentaje en la contribucion del espectro sintetico

43

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Existe una poca contribucion de poblacion estelar de tipo frıo K o M en NGC6240ya que la metalicidad de este tipo de poblaciones es aproximadamente cero en lasıntesis espectral mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para la zona IVpertenecen a poblaciones jovenes de tipo espectral O y M

44 Marıa E Rojas A

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45

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BIBLIOGRAFIA 50 Marıa E Rojas A

CAPITULO 7

Anexos

SSP Edad [anos] Z Mstar

bc2003-hr-m42-chab-ssp-032spec 000174e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-034spec 000191e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-051spec 000417e9 000400 09666

bc2003-hr-m42-chab-ssp-052spec 000437e9 000400 09622

bc2003-hr-m42-chab-ssp-053spec 000457e9 000400 09579

bc2003-hr-m42-chab-ssp-054spec 000479e9 000400 09534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-055spec 000501e9 000400 09488

bc2003-hr-m42-chab-ssp-070spec 001000e9 000400 08862

bc2003-hr-m42-chab-ssp-073spec 001148e9 000400 08752

bc2003-hr-m42-chab-ssp-074spec 001202e9 000400 08716

bc2003-hr-m42-chab-ssp-075spec 001259e9 000400 08680

bc2003-hr-m42-chab-ssp-076spec 001318e9 000400 08644

bc2003-hr-m42-chab-ssp-077spec 001380e9 000400 08608

bc2003-hr-m42-chab-ssp-078spec 001445e9 000400 08571

bc2003-hr-m42-chab-ssp-079spec 001514e9 000400 08534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-080spec 001585e9 000400 08501

bc2003-hr-m42-chab-ssp-081spec 001660e9 000400 08469

bc2003-hr-m42-chab-ssp-082spec 001738e9 000400 08436

Continua en la pagina siguiente

51

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m42-chab-ssp-084spec 001905e9 000400 08369

bc2003-hr-m42-chab-ssp-087spec 002188e9 000400 08269

bc2003-hr-m42-chab-ssp-088spec 002291e9 000400 08237

bc2003-hr-m42-chab-ssp-112spec 006405e9 000400 07525

bc2003-hr-m42-chab-ssp-113spec 007187e9 000400 07446

bc2003-hr-m42-chab-ssp-114spec 008064e9 000400 07366

bc2003-hr-m42-chab-ssp-115spec 009048e9 000400 07287

bc2003-hr-m42-chab-ssp-116spec 010152e9 000400 07207

bc2003-hr-m42-chab-ssp-117spec 011391e9 000400 07130

bc2003-hr-m42-chab-ssp-118spec 012780e9 000400 07064

bc2003-hr-m42-chab-ssp-119spec 014340e9 000400 06997

bc2003-hr-m42-chab-ssp-120spec 016090e9 000400 06930

bc2003-hr-m42-chab-ssp-121spec 018053e9 000400 06863

bc2003-hr-m42-chab-ssp-122spec 020256e9 000400 06800

bc2003-hr-m42-chab-ssp-123spec 022727e9 000400 06738

bc2003-hr-m42-chab-ssp-124spec 025500e9 000400 06676

bc2003-hr-m42-chab-ssp-125spec 028612e9 000400 06613

bc2003-hr-m42-chab-ssp-126spec 032103e9 000400 06550

bc2003-hr-m42-chab-ssp-127spec 036020e9 000400 06486

bc2003-hr-m42-chab-ssp-128spec 040415e9 000400 06427

bc2003-hr-m42-chab-ssp-129spec 045347e9 000400 06370

bc2003-hr-m42-chab-ssp-130spec 050880e9 000400 06313

bc2003-hr-m42-chab-ssp-131spec 057088e9 000400 06256

bc2003-hr-m42-chab-ssp-132spec 064054e9 000400 06197

bc2003-hr-m42-chab-ssp-133spec 071870e9 000400 06140

bc2003-hr-m42-chab-ssp-134spec 080640e9 000400 06082

bc2003-hr-m42-chab-ssp-135spec 090479e9 000400 06024

bc2003-hr-m42-chab-ssp-201spec 1500000e9 000400 04919

bc2003-hr-m42-chab-ssp-204spec 1575000e9 000400 04915

bc2003-hr-m42-chab-ssp-214spec 1825000e9 000400 04875

bc2003-hr-m42-chab-ssp-218spec 1925000e9 000400 04872

bc2003-hr-m52-chab-ssp-031spec 000166e9 000800 10000

Continua en la pagina siguiente

52 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-032spec 000174e9 000800 10000

bc2003-hr-m52-chab-ssp-034spec 000191e9 000800 10000

bc2003-hr-m52-chab-ssp-051spec 000417e9 000800 09645

bc2003-hr-m52-chab-ssp-052spec 000437e9 000800 09599

bc2003-hr-m52-chab-ssp-054spec 000479e9 000800 09496

bc2003-hr-m52-chab-ssp-055spec 000501e9 000800 09443

bc2003-hr-m52-chab-ssp-070spec 001000e9 000800 08827

bc2003-hr-m52-chab-ssp-073spec 001148e9 000800 08725

bc2003-hr-m52-chab-ssp-074spec 001202e9 000800 08691

bc2003-hr-m52-chab-ssp-075spec 001259e9 000800 08657

bc2003-hr-m52-chab-ssp-076spec 001318e9 000800 08622

bc2003-hr-m52-chab-ssp-077spec 001380e9 000800 08587

bc2003-hr-m52-chab-ssp-078spec 001445e9 000800 08552

bc2003-hr-m52-chab-ssp-079spec 001514e9 000800 08517

bc2003-hr-m52-chab-ssp-080spec 001585e9 000800 08485

bc2003-hr-m52-chab-ssp-081spec 001660e9 000800 08453

bc2003-hr-m52-chab-ssp-082spec 001738e9 000800 08420

bc2003-hr-m52-chab-ssp-083spec 001820e9 000800 08387

bc2003-hr-m52-chab-ssp-084spec 001905e9 000800 08354

bc2003-hr-m52-chab-ssp-087spec 002188e9 000800 08256

bc2003-hr-m52-chab-ssp-088spec 002291e9 000800 08226

bc2003-hr-m52-chab-ssp-112spec 006405e9 000800 07527

bc2003-hr-m52-chab-ssp-113spec 007187e9 000800 07451

bc2003-hr-m52-chab-ssp-114spec 008064e9 000800 07376

bc2003-hr-m52-chab-ssp-115spec 009048e9 000800 07301

bc2003-hr-m52-chab-ssp-116spec 010152e9 000800 07226

bc2003-hr-m52-chab-ssp-117spec 011391e9 000800 07150

bc2003-hr-m52-chab-ssp-118spec 012780e9 000800 07088

bc2003-hr-m52-chab-ssp-119spec 014340e9 000800 07026

bc2003-hr-m52-chab-ssp-120spec 016090e9 000800 06963

bc2003-hr-m52-chab-ssp-121spec 018053e9 000800 06900

bc2003-hr-m52-chab-ssp-122spec 020256e9 000800 06838

Continua en la pagina siguiente

53 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-123spec 022727e9 000800 06781

bc2003-hr-m52-chab-ssp-124spec 025500e9 000800 06723

bc2003-hr-m52-chab-ssp-125spec 028612e9 000800 06665

bc2003-hr-m52-chab-ssp-126spec 032103e9 000800 06607

bc2003-hr-m52-chab-ssp-127spec 036020e9 000800 06548

bc2003-hr-m52-chab-ssp-128spec 040415e9 000800 06490

bc2003-hr-m52-chab-ssp-129spec 045347e9 000800 06434

bc2003-hr-m52-chab-ssp-130spec 050880e9 000800 06377

bc2003-hr-m52-chab-ssp-131spec 057088e9 000800 06318

bc2003-hr-m52-chab-ssp-132spec 064054e9 000800 06266

bc2003-hr-m52-chab-ssp-133spec 071870e9 000800 06205

bc2003-hr-m52-chab-ssp-134spec 080640e9 000800 06145

bc2003-hr-m52-chab-ssp-135spec 090479e9 000800 06086

bc2003-hr-m52-chab-ssp-201spec 1500000e9 000800 04936

bc2003-hr-m52-chab-ssp-204spec 1575000e9 000800 04935

bc2003-hr-m52-chab-ssp-214spec 1825000e9 000800 04887

bc2003-hr-m52-chab-ssp-218spec 1925000e9 000800 04882

bc2003-hr-m62-chab-ssp-031spec 000166e9 002000 10000

bc2003-hr-m62-chab-ssp-032spec 000174e9 002000 10000

bc2003-hr-m62-chab-ssp-034spec 000191e9 002000 09996

bc2003-hr-m62-chab-ssp-051spec 000417e9 002000 09535

bc2003-hr-m62-chab-ssp-052spec 000437e9 002000 09482

bc2003-hr-m62-chab-ssp-054spec 000479e9 002000 09384

bc2003-hr-m62-chab-ssp-055spec 000501e9 002000 09342

bc2003-hr-m62-chab-ssp-070spec 001000e9 002000 08751

bc2003-hr-m62-chab-ssp-071spec 001047e9 002000 08716

bc2003-hr-m62-chab-ssp-072spec 001096e9 002000 08680

bc2003-hr-m62-chab-ssp-073spec 001148e9 002000 08644

bc2003-hr-m62-chab-ssp-074spec 001202e9 002000 08608

bc2003-hr-m62-chab-ssp-075spec 001259e9 002000 08572

bc2003-hr-m62-chab-ssp-076spec 001318e9 002000 08535

bc2003-hr-m62-chab-ssp-077spec 001380e9 002000 08503

Continua en la pagina siguiente

54 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-078spec 001445e9 002000 08472

bc2003-hr-m62-chab-ssp-079spec 001514e9 002000 08440

bc2003-hr-m62-chab-ssp-081spec 001660e9 002000 08375

bc2003-hr-m62-chab-ssp-082spec 001738e9 002000 08342

bc2003-hr-m62-chab-ssp-084spec 001905e9 002000 08276

bc2003-hr-m62-chab-ssp-087spec 002188e9 002000 08189

bc2003-hr-m62-chab-ssp-088spec 002291e9 002000 08159

bc2003-hr-m62-chab-ssp-112spec 006405e9 002000 07502

bc2003-hr-m62-chab-ssp-113spec 007187e9 002000 07429

bc2003-hr-m62-chab-ssp-114spec 008064e9 002000 07360

bc2003-hr-m62-chab-ssp-115spec 009048e9 002000 07291

bc2003-hr-m62-chab-ssp-116spec 010152e9 002000 07221

bc2003-hr-m62-chab-ssp-117spec 011391e9 002000 07150

bc2003-hr-m62-chab-ssp-118spec 012780e9 002000 07093

bc2003-hr-m62-chab-ssp-119spec 014340e9 002000 07036

bc2003-hr-m62-chab-ssp-120spec 016090e9 002000 06978

bc2003-hr-m62-chab-ssp-121spec 018053e9 002000 06920

bc2003-hr-m62-chab-ssp-122spec 020256e9 002000 06862

bc2003-hr-m62-chab-ssp-123spec 022727e9 002000 06808

bc2003-hr-m62-chab-ssp-124spec 025500e9 002000 06754

bc2003-hr-m62-chab-ssp-125spec 028612e9 002000 06700

bc2003-hr-m62-chab-ssp-126spec 032103e9 002000 06646

bc2003-hr-m62-chab-ssp-127spec 036020e9 002000 06592

bc2003-hr-m62-chab-ssp-128spec 040415e9 002000 06538

bc2003-hr-m62-chab-ssp-129spec 045347e9 002000 06484

bc2003-hr-m62-chab-ssp-130spec 050880e9 002000 06430

bc2003-hr-m62-chab-ssp-131spec 057088e9 002000 06376

bc2003-hr-m62-chab-ssp-132spec 064054e9 002000 06322

bc2003-hr-m62-chab-ssp-133spec 071870e9 002000 06265

bc2003-hr-m62-chab-ssp-134spec 080640e9 002000 06209

bc2003-hr-m62-chab-ssp-135spec 090479e9 002000 06152

bc2003-hr-m62-chab-ssp-201spec 1500000e9 002000 04999

Continua en la pagina siguiente

55 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-204spec 1575000e9 002000 04991

bc2003-hr-m62-chab-ssp-214spec 1825000e9 002000 04946

bc2003-hr-m62-chab-ssp-218spec 1925000e9 002000 04941

bc2003-hr-m72-chab-ssp-031spec 000166e9 005000 09918

bc2003-hr-m72-chab-ssp-032spec 000174e9 005000 09933

bc2003-hr-m72-chab-ssp-034spec 000191e9 005000 09890

bc2003-hr-m72-chab-ssp-051spec 000417e9 005000 09299

bc2003-hr-m72-chab-ssp-052spec 000437e9 005000 09260

bc2003-hr-m72-chab-ssp-054spec 000479e9 005000 09186

bc2003-hr-m72-chab-ssp-055spec 000501e9 005000 09147

bc2003-hr-m72-chab-ssp-070spec 001000e9 005000 08524

bc2003-hr-m72-chab-ssp-071spec 001047e9 005000 08491

bc2003-hr-m72-chab-ssp-072spec 001096e9 005000 08459

bc2003-hr-m72-chab-ssp-073spec 001148e9 005000 08427

bc2003-hr-m72-chab-ssp-074spec 001202e9 005000 08393

bc2003-hr-m72-chab-ssp-075spec 001259e9 005000 08360

bc2003-hr-m72-chab-ssp-076spec 001318e9 005000 08326

bc2003-hr-m72-chab-ssp-077spec 001380e9 005000 08292

bc2003-hr-m72-chab-ssp-078spec 001445e9 005000 08262

bc2003-hr-m72-chab-ssp-079spec 001514e9 005000 08233

bc2003-hr-m72-chab-ssp-081spec 001660e9 005000 08174

bc2003-hr-m72-chab-ssp-082spec 001738e9 005000 08143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-084spec 001905e9 005000 08081

bc2003-hr-m72-chab-ssp-087spec 002188e9 005000 07990

bc2003-hr-m72-chab-ssp-088spec 002291e9 005000 07958

bc2003-hr-m72-chab-ssp-112spec 006405e9 005000 07345

bc2003-hr-m72-chab-ssp-113spec 007187e9 005000 07278

bc2003-hr-m72-chab-ssp-114spec 008064e9 005000 07211

bc2003-hr-m72-chab-ssp-115spec 009048e9 005000 07144

bc2003-hr-m72-chab-ssp-116spec 010152e9 005000 07092

bc2003-hr-m72-chab-ssp-117spec 011391e9 005000 07039

bc2003-hr-m72-chab-ssp-118spec 012780e9 005000 06985

Continua en la pagina siguiente

56 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m72-chab-ssp-119spec 014340e9 005000 06930

bc2003-hr-m72-chab-ssp-120spec 016090e9 005000 06876

bc2003-hr-m72-chab-ssp-121spec 018053e9 005000 06823

bc2003-hr-m72-chab-ssp-122spec 020256e9 005000 06771

bc2003-hr-m72-chab-ssp-123spec 022727e9 005000 06720

bc2003-hr-m72-chab-ssp-124spec 025500e9 005000 06669

bc2003-hr-m72-chab-ssp-125spec 028612e9 005000 06618

bc2003-hr-m72-chab-ssp-126spec 032103e9 005000 06566

bc2003-hr-m72-chab-ssp-127spec 036020e9 005000 06514

bc2003-hr-m72-chab-ssp-128spec 040415e9 005000 06461

bc2003-hr-m72-chab-ssp-129spec 045347e9 005000 06410

bc2003-hr-m72-chab-ssp-130spec 050880e9 005000 06356

bc2003-hr-m72-chab-ssp-131spec 057088e9 005000 06302

bc2003-hr-m72-chab-ssp-132spec 064054e9 005000 06253

bc2003-hr-m72-chab-ssp-133spec 071870e9 005000 06196

bc2003-hr-m72-chab-ssp-134spec 080640e9 005000 06143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-135spec 090479e9 005000 06088

bc2003-hr-m72-chab-ssp-201spec 1500000e9 005000 04972

bc2003-hr-m72-chab-ssp-204spec 1575000e9 005000 04960

bc2003-hr-m72-chab-ssp-214spec 1825000e9 005000 04924

bc2003-hr-m72-chab-ssp-218spec 1925000e9 005000 04908

Cuadro 71 Base N

57 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

3416 3436 [Ne v] 34260

3718 3735 [O II] 37260

3720 3737 [O II] 37288

3796 3802 H10 37979

3833 3841 H90 38354

3862 3871 [Ne III] 38691

3882 3891 H8 HeI 38890

3961 3973 [Ne III] 39678

3961 3974 Hε 39701

4024 4030 He I 40262

4067 4070 [S II] 40686

4095 4107 Hδ 41017

4332 4346 Hγ 43405

4469 4475 He I 44715

4854 4868 Hβ 48613

4947 4968 [O III] 49589

4998 5019 [O III] 50068

5009 5022 He I 50157

5156 5164 [Fe VII] 51584

5193 5202 [N I] 51991

5267 5274 [Fe III] 52704

5868 5883 He I 58756

6296 6303 [O I] 63003

6303 6315 [S III] 63121

6355 6372 [O I] 63638

6538 6591 [N II] 65480

6547 6576 Hα 65628

6575 6591 [N II] 65835

6667 6681 He I 66782

6710 6743 [S II] 67164

6718 6743 [S II] 67308

7061 7072 He I 70652

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58 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

7125 7142 [Ar III] 71358

7315 7329 [O II] 73195

7320 7335 [O II] 73302

6845 6945 BC03 lowastlowast7165 7210 BC03 lowastlowast7550 7725 BC03 lowastlowast5880 5906 NaD 5890 lowast lowast lowast9059 9079 [S III] 90690

lowast Lınea de emision

lowastlowast Region en la problematica Bruzual y Charlot (2003)

lowast lowast lowast Absorcion del medio interestelar en 5896A

Cuadro 72 Mascara General desarrollada por NataliaVale Asari (2005) para Starlight

59 Marıa E Rojas A

  • Acroacutenimos
  • Introduccioacuten
  • Fundamentos de Espectroscopiacutea
    • Fundamentos
    • Espectros Astrofiacutesicos
    • Nuacutecleos Activos de Galaxias
      • Sistema NGC6240
      • Sistema NGC6240
      • Coacutedigo de Siacutentesis Espectral
        • Modelo Fiacutesico - Matemaacutetico
        • Modelo Computacional
        • Bases Espectrales
          • Construccioacuten de una Poblacioacuten Estelar Simple (SSPs)
          • Modelos de Poblaciones Estelares Simples
              • Extraccioacuten y Anaacutelisis de Espectros
                • Reduccioacuten
                • Caracterizacioacuten
                  • Espectroscopiacutea Sinteacutetica
                    • Siacutentesis espectral
                    • Sustraccioacuten espectral
                    • Caracterizacioacuten espectral
                      • Clasificacioacuten de NGC6240
                        • Propiedades fiacutesicas de NGC6240
                          • Conclusiones
                            • Bibliografiacutea
                              • Anexos
Page 4: Espectroscop a estelar sint etica, aplicaciones astrof sicas · con modelos estelares que siguen una l nea de tiempo, producidos por la combinacion de bibliotecas de evolucion estelar,

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Pagina de aceptacion

Jurado

Jurado

DrMario Armando Higuera GarzonDirector

Bogota 2015

iii Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Vivimos en un universo cuya edad no podemoscalcular del todo rodeado de estrellas cuyasdistancias de nosotros y entre ellas no podemosconocer llenos de materia que no somoscapaces de identificar que opera segun las leyesde la fısica cuyas propiedades no entendemosen realidad

Bill Bryson- Historia de la Ciencia

iv Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

A mi famila a mi madre y a aquel que todo love

Bogota 2015

v Marıa E Rojas A

Indice general

Acronimos 1

Introduccion 3

1 Fundamentos de Espectroscopıa 611 Fundamentos 712 Espectros Astrofısicos 1113 Nucleos Activos de Galaxias 12

2 Sistema NGC6240 15

Sistema NGC6240 15

3 Codigo de Sıntesis Espectral 1731 Modelo Fısico - Matematico 1832 Modelo Computacional 2033 Bases Espectrales 21

331 Construccion de una Poblacion Estelar Simple (SSPs) 21332 Modelos de Poblaciones Estelares Simples 23

4 Extraccion y Analisis de Espectros 2841 Reduccion 2842 Caracterizacion 32

5 Espectroscopıa Sintetica 3451 Sıntesis espectral 3452 Sustraccion espectral 3753 Caracterizacion espectral 39

vi

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

531 Clasificacion de NGC6240 3954 Propiedades fısicas de NGC6240 40

6 Conclusiones 43Bibliografıa 45

7 Anexos 51

INDICE GENERAL vii Marıa E Rojas A

Indice de cuadros

11 Lıneas de absorcion y emision reportadas en la literatura 12

31 Trayectorias Evolutivas usadas en BC03 Fuente BC03 2432 Bibliotecas de espectros estelares de BC03 Fuente BC03 2533 Diferentes calibraciones basadas BaSeL Fuente BC03 25

41 Resumen de las observaciones espectroscopicas de NGC6240 2842 Lıneas identificadas en la Zona I de NGC6240 3243 Lıneas identificadas en la Zona IV de NGC6240 33

51 Calidad del ajuste de Starlight 3552 Lıneas de Emision Zona I de NGC6240 3953 Lıneas de Emision Zona IV de NGC6240 4054 Calidad del ajuste de Starlight 4155 Porcentaje de formacion estelar sintetica de NGC6240 4156 Porcentaje de la metalicidad media en la sıntesis de NGC6240 42

71 Base N 5772 Mascara General 59

viii

Indice de figuras

11 Representacion de los procesos de emision y absorcion 712 Transiciones entre los niveles de energıa 813 Representacion grafica de un perfil de lınea 1014 Representacion grafica de FWHM (Ancho total a la mitad de la altura por

sus siglas en ingles) 1115 Galaxia normal NGC224 fuente NED 1316 Galaxia con nucleo activo MRK 0699 fuente SDSS 13

31 Espectros de SSPs del modelo BC03 Bruzual amp Charlot 2003 para dife-rentes metalicidades 27

41 Reduccion espectral para el filtro Rojo separacion espacial fuente MarioA Higuera G 29

42 Imagen fotografica del HST de NGC6240 3043 Espectros reducidos del visible para NGC6240 31

51 Ajuste espectral sintetico de la formacion estelar zona espectral I de NGC6240 3552 Ajuste espectral sintetico de la formacion estelar zona espectral IV de

NGC6240 3653 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral I de NGC6240 3754 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral VI de NGC6240 38

ix

Acronimos

A amp A Astronomy and Astrophysics

AGN Active Galactic Nucleus

AJ Astronomical Journal

ApJ Astrophysical Journal

ApJS Astrophysical Journal Supplement

BH Black Hole

BLR Broad line Region

BPT Baldwin Philips amp Terlevich

ChJAampA Chinese Astronomy amp Astrophysics

FWHM Full Width Half Maximum

HST Hubble Space Telescope

IR Infrared

IRAS Infrared Astronomical Satellite

ISO Infrared Space Observatory

LINER Low-ionization Nuclear Emission-line Region

LIRG Luminous Infrared Galaxy

MNRAS Monthly Notices of the Royal Astronomical Society

NED (NASAIPAC EXTRAGALACTIC DATABASE

NLR Near-infrared

NLSy1 Narrow-line Radio Galaxy

SB Starburst

1

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SDSS Sloan Digital Sky Survey

SED Spectral Energy Distribution

SFR Star Formation Rate

Sy1 Seyfert 1

Sy2 Seyfert 2

ULIRG Ultraluminous Infrared Galaxy

INDICE DE FIGURAS 2 Marıa E Rojas A

Introduccion

El continuo generado por una fuente estelar o galactica en un rango de longitudes de ondaentre 3500 A a 6000 A presenta cambios en su forma al interactuar con una nube a me-nor temperatura como su propia atmosfera en el caso estelar Este proceso fısicamentese atribuye a transiciones electronicas donde los fotones que producen el continuo cedensu energıa siendo en algunos casos la energıa necesaria para que electrones de los atomospresentes en la nube realicen transiciones a un nivel de mayor energıa generando ası undecaimiento en el continuo con la presencia de lıneas de absorcion Sin embargo estosno son los unicos procesos fısicos que pueden influir en el cambio del continuo de unafuente por ejemplo en galaxias con un nucleo activo como huesped se presentan procesosde excitacion generados por la colision de los atomos debidos a las altas temperaturas enla vecindad del disco de acrecion generando un exceso de fotones que se ven reflejadoscon lıneas de emision que se superponen en el continuo de la fuente en la direccion deobservacion

Al obtener el espectro de un nucleo activo se posee informacion de la fuente fotoionizanteresponsable del continuo y sobre el la superposicion de las lıneas de emision El problemadel espectro observado radica en la presencia de lıneas de absorcion que por su naturale-za provienen de la formacion estelar de la zona circundante al nucleo y que contaminanla informacion proveniente del nucleo activo Se hace entonces necesario minimizar laformacion estelar de este espectro mediante modelos matematicos de espectros estelaressemejantes a fin de sustraerlas del espectro original y tener solamente informacion de lafuente

Los modelos matematicos que permiten determinar las propiedades fısicas (edad meta-licidad e historia de la formacion estelar) con base en el continuo y lıneas emitido poruna galaxia consisten en reproducir un espectro integrador mediante la combinacion li-neal de espectros individuales de varias estrellas tomadas de una amplia librerıa (Sprinrad

3

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

amp Taylor 1970 Faber 1972 Pritchet 1977 Pickles 1985) Modelos mas recientes se ba-san en dos metodos de sıntesis de poblacion estelar El primero de ellos es la Sıntesis dePoblacion Estelar Evolutiva (SPEE) que realiza una comparacion de los datos de galaxiascon modelos estelares que siguen una lınea de tiempo producidos por la combinacion debibliotecas de evolucion estelar espectros estelares con funcion de masa inicial (FMI1) ehistoria quımica definida (Arimoto y Yoshii 1987 Guiderdoni y Rocca-Volmerange 1987Bressan et al 1993 Fioc y Rocca-Volmerange 1997 Vazdekis 1999 Bruzual y Char-lot 2003 Le Borgne et al 2003) El segundo metodo es la Sıntesis de Poblacion EstelarSemi-Empırica (SPESE) en la que se reproducen el continuo las lıneas de emision y laslıneas de absorcion con la combinacion lineal de sistemas simples de observaciones de altaresolucion con caracterısticas conocidas como metalicidad masa y edad (Bica 1988 Pe-lat 1997 Cid Fernandes et al 2001 Moultaka et al 2004) y avances teoricos (Prugnielamp Soubiran 2001 Le Borgne et al 2003 Bruzual SCharlot 2003 Bertone et al 2004Gonzalez Delgado et al 2004) reunidas en librerias las de como Vazdekis (1999) y LeBorgne et al (2004) entre otras

Los dos metodos se apoyan tambien en el tipo de datos analizados por ejemplo existenanalisis por colores (Wood 1966) por anchos equivalentes en la lınea de absorcion porındice espectral (Worthey 1994 Kauffmann et al 2003) y por caracterısticas de emisiontanto estelar como nebular (Leitherer et al 1995 Schaerer amp Vacca 1998 Mas-Hesse ampKunth 1991 Kewley et al 2001)

Un resultado claro de la sintesis espectral en el optico es la historia y evolucion de laformacion estelar de las galaxias tipo ULIRG2 que para el caso del sistema en colisionArp220 fue obtenida mediante el codigo Starlight (Cid Fernandes et al 2005) y pos-teriormente confirmada con el codigo Confit (Tadhunter et al 2005 Rodrıguez Zaurınet al 2007) y la obtencion de un chi-cuadrado χ2 entre las observaciones y los modelosde poblaciones estelares simples (J Rodrıguez Zaurın et al 2008) Con la obtencion dela sıntesis de la poblacion estelar del sistema Arp220 fue posible clasificar la poblacionestelar dominante en la region nuclear del sistema y confirmar con la literatura el origende la gran luminosidad de las ULIRG asociada a la interaccion entre galaxia y galaxia

El trabajo de J Rodrıguez Zaurın motiva a realizar una investigacion orientada ahora agalaxias tipo LIRGs3 del universo local (z le 02) como el sistema en fusion NGC6240que tiene una luminosidad de 3 5 times 1011 L en el infrarrojo (Yun amp Carilli 2002) y escatalogado como un nucleo activo (DePoy et al 1986)

1Funcion de Masa Inicial es una funcion de prueba que permite calcular cuanta masa puede tener unaestrella

2Galaxias ultraluminosas infrarrojas (ULIRGs) Untraluminous Infrared Galaxies con luminosidadLIR gt 1012L

3Galaxias luminosas infrarrojas (LIRGs) Luminous Infrared Galaxies con luminosidades entre LIR =1011 minus 1012L

INDICE DE FIGURAS 4 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

El objetivo de este trabajo consistio en recalibrar las lıneas de emision de los espectrosdel sistema NGC6240 que se encuentran contaminadas por las lıneas de absorcion pro-venientes de la formacion estelar de los espectros obtenidos por Rosa Gomez Delgadoinvestigadora adscrita al Instituto Astrofısico de Andalucia (IAA) mediante la obtencionsintetica de la componente estelar utilizando el codigo de sıntesis espectral Starlight ybases espectrales de Bruzual amp Charlot Para desarrollar este trabajo se llevo a cabo unarevision de los fundamentos de la espectroscopıa los cuales estan descritos en el primercapıtulo de este trabajo una caracterizacion del objeto con base en los reportes de laliteartura capıtulo dos y un analisis de la logica del codigo de sıntesis espectral Starlighta fin de encontrar los espectros que mejor reproducen el espectro original de NGC6240utilizando la biblioteca BC03 capıtulos tres y cuatro

Una vez se definio la base y la estructura del codigo se realizo una reduccion del espectrooriginal obteniendo un espectro caracterizado para las seis zonas mas cercanas al nucleoactivo y utilizadas como espectros de entrada en el codigo Starlight Para cada una de laszonas fue posible obtener el espectro sintetico de la poblacion estelar permitiendo carac-terizar la formacion estelar y a su vez recalibrar las lıneas de emision en sus flujos luegode la sutraccion de la componente estelar sintetica de cada zona del sistema NGC6240

INDICE DE FIGURAS 5 Marıa E Rojas A

CAPITULO 1

Fundamentos de Espectroscopıa

La constante agitacion de los atomos y moleculas al interior de materia que se encuentraa una temperatura superior a 3K ocasiona que esta emita radiacion termica ası cuandoun cuerpo se encuentra a una temperatura mayor que la temperatura de su entorno estese enfriara muy rapido debido a que la energıa de emision (del cuerpo) es mayor que laenergıa de absorcion (su entorno) este proceso ocurre hasta que se alcanza el equilibriotermico con el medio La radiacion emitida se puede analizar mediante el uso de un es-pectrometro el cual permite estimar la temperatura de un cuerpo y la composicion defrecuencias de la radiacion termica emitida Esta tecnica se denomina espectrometrıa

La informacion que se obtiene del estudio espectroscopico permite clasificar los cuerpossegun las caracterısticas de la emision que recibe un receptor en la direccion de observa-cion En la figura 11 se puede observar que a medida que el espectro descrito en la ley decuerpo negro de Planck viaja por el medio se presentan alteraciones en su forma segunla direccion de observacion es ası como para un observador A el continuo que provienede un objeto al atravesar un medio de menor temperatura presenta una disminucion enla intensisdad de la radiacion en la longitud de onda asociada a la transicion electronicagenerando lo que se conoce como lınea de absorcion mientras que un observador en ladireccion B recibe una intensidad de radiacion en una longitud de onda especıfica aso-ciada a una transicion electronica debida a la emision de un foton reflejado en lo que seconoce como lınea de emision Ambos procesos permiten interpretar las caracterısticasdel elemento quımico que se encuentra en el medio atmosfera o nube interestelar

En el presente capıtulo se presenta una breve revision de los conceptos inherentes a laespectroscopıa observacional

6

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

En+1

En

I()

I()

I()

Estrella A

B

Figura 11 Representacion de los procesos de emision y absorcion

11 Fundamentos

Espectro Continuo Representa la intensidad de radiacion de un cuerpo con relaciona la longitud de onda El comportamiento de la radiacion fue descrito por Plancken 1900 como la radiacion de cuerpo negro

ρT (ν)dν =8πν2

c3

ehνκT minus 1 (11)

donde ρT (ν) es el numero de fotones por unidad de volumen existente entre lafrecuencia ν y ν + dν h es la constante de Planck h = 663 times 10minus34 Jtimess κ laconstante de Boltzmann κ = 1 38 times 10minus23JK ν la frecuencia y T la temperaturaabsoluta y c la velocidad de la luz

En esta descripcion la energıa esta cuantizada es decir los atomos y las moleculassolo pueden tener unidades discretas de energıa E = hν y cada valor de energıarepresenta un estado cuantico diferente Atomos y moleculas emiten o absorbenenergıa en paquetes discretos tambien llamados fotones los cuales son emitidoscuando cambian de estado cuantico

Transicion electronica Proceso responsable del cambio de estado cuantico de unatomo o molecula El estado cuantico mas bajo puede ser el fundamental y losestados cuanticos altos los estados excitados Entonces una transicion electronica

11 FUNDAMENTOS 7 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

de un estado cuantico menor a un estado mayor esta asociado a una absorcionde un foton que produce la lınea de absorcion sobre el continuo Sin embargo elestado de excitacion por lo general es de corta duracion produciendo una transicionelectronica en sentido contrario de un estado cuantico mayor a uno de estado menorproduciendo la emision de un foton asociada a la desexcitacion y vista con una lıneade emision en una direccion arbitraria figura 12

Estados excitados

Estado Fundamental

Absorcioacuten

E

Emisioacuten

Figura 12 Transiciones entre los niveles de energıa

Perfil de Lınea Es el nombre que recibe la lınea espectral que observacionalmen-te no es infinitamente delgada sino que presenta un ensanchamiento que fısica ymatematicamente se explica a partir de

1 Ensanchamiento natural relacionado con el principio de incertidumbre de Hei-senberg ∆E∆t = ~ donde ~ es la simplificacion de h

2πsiendo h la contante de

PlanckEl Ensanchamiento natural es la medida de la energıa correspondiente a unatransicion en un tiempo t Matematicamente se expresa como

∆λ asymp λ2

2πc

(1

∆ti+

1

∆ti

) (12)

donde el diferencial energıa es Efoton = hcλ siendo c la velocidad de la luz

se considera del orden de 10minus6A

11 FUNDAMENTOS 8 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

2 Ensanchamiento Doppler debido a que en la nube de gas algunos atomos sealejan y otros se acercan al observador la contribucion total de radiacion sepuede desplazar al rojo y al azul como consecuencia del movimiento del gas enrotacion y se conoce como corrimiento al rojo (y al azul) z definido ası

z =λobservada minus λemitida

λemitida=

∆λ

λemitida= plusmn|vr|

c

donde vr es la velocidad radial en terminos de la velocidad mas probable en ladistribucion de Maxwell- Boltzman asociada a la temperatura local (T ) como

vr =

radic2κT

m

siendo κ la constante de Boltzmann y m la masa Por tanto el ancho de la lınease ve ensanchado matematicamen ası

∆λ =2λemitida

c

radic2κT

m (13)

3 Ensanchamiento colisional asociado a la interaccion de los atomos que se en-cuentran sometidos a altas presiones donde los niveles energeticos son altera-dos por los iones o electrones del ambiente ampliando la lınea debido a la altaprobabilidad de choque con atomos adyacentes Tal ensanchado esta dado por

∆λ =λ2

c

ησ

π

radic2κT

m (14)

donde 1ησ

es trayectoria libre media para colisiones

Entonces una transicion electronica se presenta en un intervalo de frecuenciasν = ∆E

h donde la intensidad de radiacion varıa en la vecindad de una frecuen-

cia central ν0 y se describe a traves de una funcion de probabilidad medianteun perfil de Lorentz o un perfil Gaussiano figura 13

Ancho equivalente (Wλ) es el ancho medido en A de una caja rectangular quecontiene un area igual a la contenida por un perfil de lınea espectral o el areamedida entre el nivel del continuo normalizado a la unidad con referencia cero

Wλ =

intfo(λ)minus fc(λ)

fc(λ)dλ (15)

donde fc(λ) es el flujo del continuo y fo(λ) es el flujo observado medido en A (figura14)

11 FUNDAMENTOS 9 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

F (υ)υο

Inte

nsid

ad d

e ra

diac

ioacuten

φ(υ)

Perfil de Lorentz

Perfil Gaussiano

Figura 13 Representacion grafica de un perfil de lınea

Ancho total a la mitad de la altura (FWHM por sus siglas en ingles) es el anchomedido a la mitad de la altura entre el continuo y el maximo del perfil de lınea y semiden en en A figura 14

Flujo Instantaneo es la energıa por unidad de tiempo que atraviesa un area dSobtenida al integrar la densidad de flujo espectral en todas las frecuencias posibles

F =

int π2

0

int 2π

0

I cos θ sen θdθdφ = πI (16)

siendo I la intensidad total emitida uniformemente en todas las direcciones Unaunidad de medida son los Janskys (10minus26 W mminus2 Hzminus1)

Luminosidad Se define como la energıa por unidad de tiempo emitida por una fuenteluminosa en todas las direcciones es decir en un angulo solido de 4π esteroradianesEn una radiacion isotropica la luminosidad se expresa como

L = 4πR2F (17)

donde F es la densidad de flujo que pasa a traves de una superficie que rodea lafuente luminosa a una distancia R por segundo su unidad de medida son ergs sminus1El termino 4π R2 corresponde al area superficial de la fuente luminosa obtenida dederivar el volumen de la esfera con respecto al radio

11 FUNDAMENTOS 10 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

FWHM

F2

F

120582[Å] 0

119865120582

W

0

FWHM

Figura 14 Representacion grafica de FWHM (Ancho total a la mitad de la altura porsus siglas en ingles)

Luminosidad Especıfica es la energıa en una frecuencia ν emitida por una fuentepor segundo

Lν = 4πR2Fν (18)

12 Espectros Astrofısicos

El espectro de una estrella o una galaxia contiene un continuo proveniente de la fuente yun espectro de lıneas superpuesta sobre el proveniente de las nubes en la vecindad de lafuente Todas las caracterısticas fısicas de estas nubes se adquieren con la interpretacionde las propiedades de las lıneas En el cuadro 11 se encuentran registradas las lıneas deemision y absorcion mas reportadas en la literatura con sus longitudes de onda especıficasen ellas sobresalen las lıneas de hidrogeno (serie de Balmer) lıneas de helio neutro lıneasde hierro doblete hidrogeno lınea de calcio ionizado (K) y la lınea del calcio neutro entreotras

En la figura 15 se observa el espectro de la galaxia NGC224 catalogada como una ga-laxia normal (Peimbert M amp Torres-Peimbert S 1981 Shuder J M Osterbrock DE1981 y Filippenko A V amp Sargent W L W 1988) en donde es posible encontrarlıneas anchas en las lıneas de Hα y Hβ asociadas a la alta velocidad del gas de la zonacentral

12 ESPECTROS ASTROFISICOS 11 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ [A] Lınea λ [A]

[O II] 3726032 [O III] 4958900

He I 3820000 [O III] 5006840

[NeIII] 3868760 C-C 5165000

K Ca-II 3933000 Fe II 5197570

H Ca-II 3968000 [O I] 6300304

HeI 4026000 [O I] 6363776

[S II] 4068600 [N II] 6548050

Fe II 4178862 Hα 6562819

Hδ 4101740 [N II] 6583460

Hγ 4340471 [S II] 6716440

Hβ 4861300 [S II] 6730810

Cuadro 11 Lıneas de absorcion y emision reportadas en la literatura

13 Nucleos Activos de Galaxias

Las galaxias con un nucleo activo (AGNs por sus siglas en ingles) son aquellas galaxiasque contienen una fuente central muy compacta altamente luminosa y emisoras de uncontinuo de gran cantidad de energıa y la presencia de intensas lıneas de emision El mode-lo que mejor describe las caracterısticas observadas en los AGNs es el Modelo Unificadoen donde se plantea que cada AGN contiene un agujero negro supermasivo en la regıoncentral (M amp 109M) y un disco de acrecion fuente del intenso continuo radiado Masdistante existe una region a la cual se le asocia la emision de lıneas denominada region delıneas anchas (BLR con vFWHM gt 100Kms) y mas distante una region de lınea delgadas(NLR con vFWHM lt 100Kms) rodeando un toro oscurecedor

Existen diferentes tipos de AGNs debido al registro de emision entre los que sobresalen

Galaxias Seyfert Objetos que presentan un nucleo brillante con lıneas de emisionproducidas por atomos en un amplio rango de ionizacion Un analisis espectral per-mitio categorizar estos AGNs en dos tipos Seyfert tipo 1 en donde se observan lıneasde emision anchas y Seyfert tipo 2 en donde se observan lıneas de emision estrechasestas galaxias se identifican segun la orientacion de observacion

Quasars AGNs que debido a sus distancias se observan como objetos muy brillantescon halos difusos estas son galaxias tıpicas en los primeros estadıos del universoaunque se encuentren tambien en el universo local

13 NUCLEOS ACTIVOS DE GALAXIAS 12 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

F λ[1

0-14

cm-2s-

1 Å-1]

0

2

4

6

8

λ[Å]3500 4000 4500 5000 5500

NGC224

Figura 15 Galaxia normal NGC224 fuente NED

LINERs (del ingles Low-Ionization Nuclear Emission-line Region) estas galaxiasson de baja luminosidad y sus espectros se asemejan a una tıpica galaxia Seyfert 2

En la figura 16 se presenta un espectro caracterıstico de un nucleo activo en el se puedeobservar que el continuo no responde a la ley de cuerpo negro y que ademas la intensidadde las lıneas de emision es superior a la intensidad de las lıneas de absorcion

F λ[1

0-17

cm-2s-

1 Å-1]

0

500

1000

1500

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Mkr699

Figura 16 Galaxia con nucleo activo MRK 0699 fuente SDSS

En algunas galaxias con nucleos activos tambien es posible encontrar intensa formacionestelar en la vecindad del AGN o en los brazos de la estructura huesped Esta actividadde formacion incrementa la emision en el infrarojo de manera que tambien se puedenclasificar como

13 NUCLEOS ACTIVOS DE GALAXIAS 13 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

LIRGs Galaxias Luminosas en el Infrarrojo (por su siglas en ingles Luminous In-frared Galaxies) con luminosidades L sim 1011L

ULIRGs Galaxias Ultra Luminosas en el Infrarrojo (por su siglas en ingles UltraLuminous Infrared Galaxies) presentan luminosidades L gt 1012L

Starburst galaxias que presentan una tasa de formacion estelar muy alta en un cortoperiodo de tiempo de la galaxia

13 NUCLEOS ACTIVOS DE GALAXIAS 14 Marıa E Rojas A

CAPITULO 2

Sistema NGC6240

NGC6240 (IC4625 UGC10592 MCG00-43-004 VV617 Psk1650+024) es un par inte-ractuante entre una galaxia elıptica y una galaxia ultraluminosa (IRAS 16504 0228)Fosbury amp Wall (1979) con dos nucleos en la region central Fried amp Schulz H (1983)Se encuentra a una distancia de 98 Mpc con ascension recta en 16h 52m 589s y declina-cion +02 24

prime03

primeprime desplazandose con una velocidad promedio de 7339 km sminus1

La morfologıa del sistema presenta una alteracion debida a la interaccion sin embargoSchulz et al (1993) detecta por primera vez la presencia de dos nucleos en la region cen-tral que segun las imagenes en el rojo de Dopita M A et al (2002) presentan fuertescolas de marea asociadas a la fusion hecho que llevo a catalogarla como un sistema demorfologıa compleja Observaciones en el optico han establecido que la separacion entrelos dos nucleos es de aproximadamente 16

primeprime(08 kpc) (Scoville NZ et al 2000) en

sentido norte-sur siendo el nucleo sur el mas brillante mientras que observaciones enradio calculan una separacion de 14

primeprime (Carral Turner amp Ho 1990) con una velocidad

de dispersion entre ellos de 229 km s minus1 (Tecza et al 2000 Genzel et al 2001)

El sistema NGC6240 posee una metalicidad aproximada de una decima solar (Oliva ampOriglia 1998) y es una fuente infrarroja ultraluminosa en donde el 99 de la lumino-sidad es bolometrica en el infrarrojo (Wright et al 1984 Soifer et al 1984) con unaluminosidad aproximada de 3 5times 1011 L (Yun amp Carilli 2002) de donde se estima queen un 50 a 75 es proveniente de un starburst (Genzel et al 1998 Rigopoulou etal 1999 Laurent et al 2000 Lutz et al 2003) mientras que el restante 25 o 50 proviene de la luminosidad del nucleo activo (Komossa et al 2003 Iwasawa amp Comastri1998 Vignati et al 1999 Iwasawa 1999 Matt 1999) derivado de los analisis en rayos Xen la lınea de emision de FeK a 64 keV para ambos nucleos y en la emision del continuo

15

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

a 100 keV

Un analisis del espectro en el optico muestra una fuerte emision en la lınea de [O III]y una debil emision en la lınea [O II] en el nucleo sur que se contrasta con una debilemision en la lınea [O III] y una fuerte emision en la lınea de [O II] del nucleo norteBarbieri C et al (1993) El espectro de NGC 6240 se destaca ademas por la relacionentre la lıneas de emision del hidrogeno molecular y la emision de [Fe II] en 164 micras(Becklin et al 1984 Rieke et al 1985 DePoy et al 1986) siendo la emision de Hα masfuerte al noroeste de la galaxia en contraste con la emision en el rojo al norte y al oestedel sistema El continuo puede ser descrito por modelos de absorcion con una instensidadaproximada de 650 mJy (Van Driel Wet al (2000)) debida a la emision nuclear directa(Vignati et al 1999 Netzer et al 1998)

Los estudios en el optico muestran que la emision de Hα se puede ver afectadas por laabsorcion asociada a la formacion estelar este hecho se refleja en la clasificacion paraeste sistema dentro de la taxonomıa de las galaxias activas ya que que su espectro sepuede clasificar como el de una galaxia con una region nuclear emisora de baja ionizacion(LINER) o Seyfert 2 (Kewley et al 2001 Goldader et al 1997a 1997b Kim et al 1995Veilleux et al 1995)

Existen varios estudios espectroscopicos del infrarrojo (IR) en la literatura (Doyon et al1994 Lester et al 1994) que muestran diferencias en la naturaleza de la poblacion estelarse considera que la poblacion estelar joven es la dominante del sistema Oliva et al (1999)

Otros estudios reportan poca actividad de H2O (Braatz et al 1997) sin embargo se con-firma la presencia de un perfil de absorcion en OH Baan et al (1985 1992) en dondealrededor de la mitad del flujo se concentra en una gruesa estructura de disco ubicadaentre el IR y el radio con una velocidad de 800 km sminus1 y un ancho total de lınea de 1400km sminus1 que revelan la complejidad de la dinamica de gases en este sistema debida a lagran perdida de masa que se aproxima a 500 M anominus1

Las recientes observaciones de NGC6240 realizado por el Satelite Chandra permitieroninvestigar el difuso halo galactico gracias a la emision de rayos X blandos en una regionde 110 times 80 kpc donde el gas tiene una temperatura aproximada de 75 millones deKelvin con una densidad estimada de 25 times 10minus3cmminus3 una masa total de 1010M unaluminosidad de 4 times 1041erg sminus1 y una metalicidad menor a 0 1Z Un analisis espectralespacialmente resuelto revela variaciones en la emision en Hα lo que implica un enri-quecimiento uniforme por parte de las supernovas de tipo II La evidencia observacionalapunta al aumento de la formacion de estrellas dentro de una gran abundancia de gasEmanuele Nardiniet al (2013)

16 Marıa E Rojas A

CAPITULO 3

Codigo de Sıntesis Espectral

Los astronomos han desarrollado algunos metodos para obtener informacion sobre la com-posicion de las estrellas y galaxias Uno de ellos es el analisis e interpretacion de los estadoselectronicos de los iones atomos y moleculas de las atmosferas de las estrellas y medio in-terestelar pertenecientes a una galaxia los cuales son reproducidos matematicamente a finde obtener espectros integrados que reconstruyen el espectro sintetico de la galaxia Hoyse tienen dos escuelas que describen la llamada sıntesis de poblacion estelar Evolutiva ySemi-empirıca En la primera escuela la sıntesis se obtiene al reproducir un biblioteca deespectros a partir de condiciones fısicas hipoteticas como historia de formacion estelarevolucion quımica y funcion de masa inicial sin embargo hay incertidumbre sobre las con-diciones fısicas reales de cada biblioteca En la segunda escuela la sıntesis es el resultadode una combinacion lineal de espectros de estrellas yo aglomerados con incertidumbre enla capacidad de las bases estelares para reproducir las condiciones diversas de las galaxiasGomes (2005)

El Dr Roberto Cid Fernandes desarrollo en 2005 un codigo de sıntesis mediante el al-goritmo Metropolis-Markov llamado Starlight Spectral Synthesis Code -Starlight el cualcombina linealmente elementos de bases estelares construidas a partir de observaciones yelementos de bases de poblaciones estelares simples teoricas con edad metalicidad y masadesarrolladas por Bruzual amp Charlot (2003) En este capıtulo se presenta la configuracionde las propiedades fısicas matematicas y computacionales del codigo Starlight

17

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

31 Modelo Fısico - Matematico

En la sıntesis espectral el espectro de una galaxia se compone de una combinacion linealde espectros de poblaciones estelares dentro de un espacio finito ξN con N componentesy elementos Lj(λ) (j = 1 N) Cada Lj es un espectro que depende de la poblacionestelar en un intervalo de longitud de onda λ La ecuacion principal del modelo de sıntesisespectral es

M(λ) =Nsumj=1

xjLj(λ) (31)

donde xj es el coeficiente de expansion y M(λ) es el espectro modelado de salida Laecuacion 31 puede expresarse como

M(λ)

M(λ0)=

Nsumj=1

xj

(Lj(λ)

Lj(λ0)

) (32)

donde se introduce la condicion de normalizacionsumN

j=1 xj = 1 que se cumplira en lalongitud de onda λ0 Ademas es posible interpretar que

M(λ) es el espectro modelo de prueba que a diferencia del espectro observado O(λ)puede consistir de unicamente lıneas de absorcion y un continuo

λ0 es la longitud de onda normalizada M(λ0) y Lj(λ0) son los valores del modelo

y espectro de la poblacion estelar j en λ0 Para este caso se considera λ0 = 4020 A

xj es el flujo monocromatico de la componente j en λ0 en el espacio ξN con extincionAV Al conjunto minusrarrx equiv (x1 xN) se llama el vector de poblacion e indica en lapractica la fraccion de luz debido a cada elemento N Por lo general esto no sumael 100 de la contribucion de luz

Lj(λ) es la poblacion estelar j del espacio ξN que comprende un elemento de labase Cada uno corresponde a una caracterıstica astrofısica bien definida (edad (tj)

metalicidad (Zj)) asociada a Lj medida en unidades L Aminus1 M

Para hacer un analisis funcional con el objeto de encontrar las relaciones del coeficiente xjes necesario una interpretacion matematica de los dos primeros items y una interpretacionfısica de los dos ultimos ası

1 Producto Interno como las funciones del espacio ξN son analıticas es necesariogarantizar que estas cumplan una relacion de ortogonalidad y ortornormalidad enun intervalo [a b] con respecto a una funcion de peso ε(λ) es decir

(Lm(λ) Ln(λ)) =

int b

a

Lm(λ)times Ln(λ)times ε(λ)dλ = Cmnδmn

31 MODELO FISICO - MATEMATICO 18 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

donde δmn es el delta de Kronecker y Cmn es una constante entonces si δmn es 1para todos los m y n se dice que el conjunto es ortonormal Por tanto

Nsumj

xj = 1 (33)

2 Extincion no se tiene en cuenta en el modelo Se sabe que la luz al atravesarun medio interestelar de gas o polvo presenta fenomenos de absorcion o dispersioncausando el llamado enrojecimiento del espectro el cual debe ser previamente co-rregido

3 Dispersion de velocidad es un proceso fısico debido a la dinamica estelar y estarelacionado con el corrimiento Doppler Ası el efecto neto sera el ensanchamiento delas lıneas de absorcion en el espectro observado (Oλ) efecto que debe ser corregidopreviamente

Incorporando las anteriores consideraciones la ecuacion 32 para un modelo fısico resulta

M(λ)

M(λ0)=

Nsumj=1

xj

(Lj(λ)

Lj(λ0)

)r(λ)otimesG(v σ) (34)

donde

r(λ) equiv 10minus04(AλminusAλ0) es el termino de extincion Aλ es la extincion del polvo en la

longitud de onda λ y Aλ0 es el enrojecimiento en la longitud de onda normalizadaλ0 En este trabajo se asume que la curva de extincion es similar a la de nuestragalaxia por eso se utilizara la ley de extincion de Cardelli et al (1989) Ademas seasume que todas las componentes estelares es decir cada elemento de la base sufreel mismo enrojecimiento AV

G(v σ) es una distribucion gaussiana de velocidades centrada en v con amplitudde dispersion σ Los espectros de base (L1(λ) LN) son convoluıdos1 (sımbolootimes) con G(v σ) para tener el ancho de las lıneas de absorcion y emision de M(λ)debidos a la cinematica estelar

1La convolucion transforma un espectro F (λ) a un espectro I(λ) dado por

I(λ) =

int +infin

minusinfinF

(λprime =

λ

1 + vc

)G(v v σ)dv (35)

31 MODELO FISICO - MATEMATICO 19 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

32 Modelo Computacional

La herramienta computacional que permitio realizar los calculos con la ecuacion 34 seencuentra disponible en wwwstarlightufscbr El codigo realiza una descomposicion deun espectro observado O(λ) sobre una base de espectros de poblaciones estelares simplescomo una combinacion lineal encontrando el mejor ajuste de M(λ) con relacion a O(λ)El ajuste a O(λ) se realiza a traves de la tecnica derivada de la mecanica estadısticaconocida como Simulated Annealing utilizada para encontrar los parametros mınimosmediante el algoritmo Metropolis - cadenas de Markov

χ2 equiv χ2 (minusrarrx M(λ0) Av v σ)) =

λfsumλi

(O(λ)minusM(λ))2 ω(λ)2 (36)

donde ω(λ)2 = eminus1λ es la funcion de peso expresada como la mascaraerror en cada λ

siendo cero para las longitudes de onda con flujos falsos o lıneas enmascardas λi es la lon-gitud de onda inicial y λf la longitud final de la suma en la funcion de χ2 Cid Fernandeset al (2004)

El ajuste se realiza en cuatro etapas

1 Primeros ajustes (First Fits FF) Hace un amplio barrido del espacio de parametros

Programa de enfriamiento el algoritmo pasa a traves de la base N disminu-yendo la temperatura iniciando desde la mas caliente hasta un valor mınimode temperatura definido en el archivo de configuracion siguiendo la funcionde probabilidad de Boltzmann y utilizando el criterio Metropolis planteado enCid Fernandes et al (2004b)

Adaptacion de la funcion peso Ajusta el peso de forma dinamica segun laeficiencia de las temperaturas aceptadas Cid Fernandes et al (2004b)

Criterios de convergencia centralizado en el valor adimensional el cual dacuenta de la convergencia de las cadenas asociado a cada elemento de la baseGelman y Rubin et al (1992)

Parametros cinematicos se define un valor para v y σ que se mantiene cons-tante en todo el algoritmo Metropolis Cid Fernandes et al (2004b)

2 Correcciones (Clip amp Refit) permite comprobar el peso asignado a cada punto res-pecto al espectro de entrada estableciendo el NSIGMA de ajuste

3 Apropiacion (Burn-In) es considerada la ultima etapa de Starlight ya que tomatodas las cadenas de Markov construidas en el paso anterior que tengan mayorpeso para encontrar ası el mejor ajuste de un espectro de entrada respecto a cadacadena

32 MODELO COMPUTACIONAL 20 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

4 Ultimos ajustes (EX0) desecha los componentes irrelevantes de la base N y afina elajuste generando el archivo de salida

33 Bases Espectrales

Una base espectral utiliza poblaciones estelares simples (SSPs) representadas mediantecumulos de estrellas que nacen a partir de una misma nube de gas con composicion quı-mica homogenea a traves de una formacion estelar intensa y caracterizada por tener unaedad y metalicidad bien definida

Definir las componentes N de la base es de vital importancia para que los resultadostengan alguna conexion con la realidad por ejemplo si se desea identificar la edad delas componentes estelares de una galaxia es necesario que la base precise dentro de susparametros la edad o metalicidad de cada N

331 Construccion de una Poblacion Estelar Simple (SSPs)

El metodo para generar la base de poblaciones estelares contiene tres componentes prin-cipales

1 Observaciones reunidas en bibliotecas estelares de espectros Estas varıan segun latemperatura y la luminosidad de las estrellas de acuerdo con las regiones que sepueden establecer en el diagrama Hertzsprung-Russell (HR)

2 Modelos teoricos de trayectorias evolutivas Estas predicen como serıa la evolucionde las estrellas en un diagrama HR que aportan a la formalizacion de una poblacionestelar

3 Funcion de masa inicial (FMI) φ(m) Pondera el numero de estrellas de masa entrem y m + dm independiente del tiempo y normalizada como

intmφ(m)dm = 1

El espectro de una estrella de masa m que depende de la longitud de onda λ la metali-cidad Z y la edad tprime definido por I(λm t

prime Z) en luminosidades solares [L] y con untiempo de vida τ(m) se define como

I(λm tprime Z) =

f(λm t

prime Z) si tprime le τ(m)

0 si tprime gt τ(m)(37)

donde f es una funcion de λm tprime y Z

Ahora se define

Ψ(tprime) tasa de formacion estelar

33 BASES ESPECTRALES 21 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Z(tprime) ley de enriquecimiento quımico

si se tiene una nube de gas con formacion estelar donde despues de un tiempo de vidat se tienen varias estrellas de distintas masas con edad tprime se debe satisfacer la relaciontprime le t ya que las estrellas no pueden ser mayores que el sistema Sin embargo las estre-llas con edades tprime nacieron en un tiempo t minus tprime donde la tasa de formacion estelar y elenriquecimiento quımico son diferentes de las actuales

El numero de estrellas con edad entre tprime y tprime+dtprime y masas entre m y m+dm en un tiempot esta dada por

dN(t) = Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdtprime (38)

Si la metalicidad esta dada por Z(tminus tprime) la suma de los espectros de las estrellas de edadentre tprime y tprime + dtprime y de masas entre m y m+ dm en el tiempo t es

I total(λm tprime Z(tminus tprime)) = I(λm t

prime Z(tminus tprime))times dN(t)

I total(λm tprime Z(tminus tprime)) = I(λm t

prime Z(tminus tprime))Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdtprime (39)

El espectro total en el tiempo t teniendo en cuenta todas las estrellas con masas entre ellımite inferior de las masas estelares (Mupp) y el lımite superior de masas estelares (Mlow)es

I(λ t) =

int t

0

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(tminus tprime))Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdt

prime (310)

Esta es la ecuacion general para crear un espectro l(λ t) de poblaciones estelares sujetoa una tasa de formacion estelar y a un enriquecimiento quımico determinado Por tantopara formar una poblacion estelar simple con una metalicidad Z y una edad t bien definidasolamente es necesario establecer Ψ(tminus tprime) como

Ψ(tminus tprime) = C times δ(tminus tprime) (311)

donde C es una constante de dimensiones [C] equiv [M] y δ(t minus tprime) equiv [anominus1] Luego laecuacion 310 se reemplaza por

I(λ t) =

int t

0

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(tminus tprime))Cδ(tminus tprime)φ(m)dmdt

prime (312)

Por tanto el espectro con una metalicidad definida en un tiempo tprime = 0 es

I(λ t) = C

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(0))φ(m)dm (313)

Con una poblacion estelar simple es posible generar los elementos de la base a partir dela ecuacion 313 como

33 BASES ESPECTRALES 22 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

L(λ t Z(0)) =I(λ t)

C

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(0))φ(m)dm (314)

L(λ t Z(0)) puede ser llamado Lj(λ) cuando t = tj y Z(0) = Zj con unidades [Lminus1Mminus1

]Por lo tanto el termino Lj(λ) se puede expresar como

Lj(λ) asympsumi

I(mi tj Z(j))φ(mi)∆mi donde τ(mi) le tj (315)

indicando que para calcular Lj(λ) se suman los espectros individuales de estrellas de unabiblioteca estelar dada a lo largo de una edad tj y metalicidad Zj por una funcion de masainicial

332 Modelos de Poblaciones Estelares Simples

Los espectros de las estrellas Lj(λ) se agrupan en diferentes modelos de poblaciones es-telares simples (SSPs) difiriendo en el conjunto de bibliotecas estelares y requerimientosevolutivos pero todos utilizan la funcion de masa de Chabrier (2003)

Υ(logm) prop

exp[minus

(logm minus logmc)2

2σ2

] si m le 1M

mminus13 si m gt 1M

(316)

con mc = 0008 y σ = 0069 Esta funcion de masa indica la cantidad de estrellas en unintervalo logarıtmico de masa 2

Los modelos utilizados son

STELIB (Stellar Library) contiene 249 estrellas observadas entre 3200A - 9500A yresolucion espectral de 3A (Le Borgne et al 2003)

2 podemos reemplazar φ(m) con la condicion de normalizacionint Mupp

Mlow

mΥ(logm)d logm = 1 (317)

con d logm

dm= 1

m ln 10 = d logm

dm= log e

m tenemos

log e

int Mupp

Mlow

Υ(logm)dm =

int Mupp

Mlow

mφ(m)dm = 1 (318)

por tanto

φ(m) = log eΥ(logm)

m (319)

33 BASES ESPECTRALES 23 Marıa E Rojas A

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Nombre Metalicidad [Z] Fuente

Padova 1994 0001ndash 010 Alongi et al (1993)

Bressan et al (1993)

Fagotto et al (1994a)

Fagotto et al (1994b)

Girardi et al (1996)

Padova 2000 00004 ndash003 Girardi et al (2000)

Geneva 002 Schaller et al (1992)

Charbonnel et al (1996)

Charbonnel et al (1999)

Cuadro 31 Trayectorias Evolutivas usadas en BC03 Fuente BC03

MILES (A Medium Resolution INT Library of Empirical Spectra) Contiene 985estrellas observadas entre 3200A - 7500A y resolucion media de 23A (Sanchez-Blazquez et al 2006)

Granada contiene 1654 espectros estelares compuestos con modelos de atmosferaestelar entre 3000A - 7000A y resolucion espectral de 03A (Martins et al 2005)

Bruzual amp Charlot (2003 BC03) Contiene 26 modelos de base con SSPs calculadosutilizando trayectoria evolutiva de Padova 1994 (Alongi et al 1993 Bressan et al1993 Fagotto et al 1994 Girardi et al 1996) cada base contiene 221 espectros dealta resolucion con edades desde t = 0 a t = 20 Giga anos en un rango de 3200A -9500A en unidades de LAminus1 Mminus1

13 de estas SSPS utilizan la FMI de Chabrier(2003) con Mlow = 01 M y Mupp = 100 M normalizados a una masa total de1M en las estrellas a la edad t = 0 las otras 13 SSPs son analogos Salpeter

Para este trabajo se adapto la base de poblaciones estelares simples de la biblioteca deBruzual e Charlot (2003 BC03) que se basa en trayectorias evolutivas y en bibliotecasde espectros estelares descritas en la tabla 31 32 y 33 La mayorıa de los resultadospublicados de Starlight usan este modelo por su amplia gama en edades y metalicidades

Para reproducir la formacion estelar de NGC6240 se utiliza una base que contiene 200SSPs con edades entre 2 times 106 y 13times1010 anos con resolucion de 3A en un rango de3200A a 9500A para las metalicidades de 02Z (m42) 04Z (m52) 1Z (m62) y 25Z(m72) con rutas evolutivas de Padova 1994 libreria STELIB 2003 y funcion masa inicialde Chabrier (2003) mostrados en el cuadro anexo 71 y visualizados en la figura 31 Ca-da una de las figuras representa una metalicidad de la base con sus respectivos 50 SSPscorrespondientes a diferentes edades En ellas es posible observar que los espectros se

33 BASES ESPECTRALES 24 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Nombre Tipo Intervalo de Resolucion Intervalo de Fuente

longitud de onda metalididad

BaSeL teorica 91 A a 160 micro m 300 105Z a 10Z Kurucz (1995 pc)

Bessel et al (1989)

Bessel et al (1991)

Fluks et al (1994)

Allard amp Hauschidt (1995)

Rauch (2002)

STELIB observacional 3200A a 9500A 2000 - 20 lt[FeH] lt050 Le Borgne et al (2003)

Pickles observacional 1205A a 25 micro m 500 Z Pickles (1998)

Fanelli et al (1992)

Cuadro 32 Bibliotecas de espectros estelares de BC03 Fuente BC03

Nombre Calibracion Fuente

BaSeL 10 teorica Lejeune et al (1997)

Lejeune et al (1998)

BaSeL 22 semi-empırica Lejeune et al (1997)

Lejeune et al (1998)

BaSeL 31 semi-empırica Westera (2000)

Padova 2000 00004 a 003 Westera et al (2002)

Cuadro 33 Diferentes calibraciones basadas BaSeL Fuente BC03

33 BASES ESPECTRALES 25 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

distribuyen desde la poblacion estelar de mayor temperatura en la parte superior hastalas mas frıas en la parte inferior cada espectro se encuentra calibrado por flujo y sonnormalizados a la unidad de masa solar (M)

Otra caracterıstica de la base BC03 es que no reproduce las lıneas de emision observadaspor lo tanto solo es posible reproducir las lıneas de absorcion debidas a la formacionestelar Es entonces donde el codigo requiere enmascarar o definir rangos de longitud deonda que correspondan a las lıneas de emision con el fin de aumentar la sensibilidaddel ajuste y encontrar ası la componente de absorcion que puede estar siendo opacadapor las lıneas de emision del mismo intervalo Para este trabajo se utiliza la mascarageneral dispuesta dentro del codigo adaptada en la tesis doctoral Natalia Vale Asari(2005) donde se enmascaran la lıneas de emision mas fuertes La mascara esta basada enlos trabajos de Gonzalez-Delgado et al (1995) Pastoriza et al(1993) Benjamin et al(1999) y Zhang et al (2005) y en regiones problematicas de la base de Bruzual y Charlot(2003) asociadas a efectos turbulentos entre 6845A - 6945A y entre 7550A - 7725A y laregion entre 7165A -7210A debida a errores sistematicos La mascara general detallada sepuede ver en la tabla anexa 72

33 BASES ESPECTRALES 26 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

02 Z∘

Log(L λ)[L ∘Å-

1 M∘-

1 ]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

04 Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

file=357911131415171921232527293133353639414345474951535557596163

(a) (b)Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

file=357911131517192123252729313335373941434547495153555759

25Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

y136y135y132y131y130y129y128y127y125y122y121y120y119y118y117y116y115y114y109y106y98y95y94y93y92y90y88y89y97y86y85y84y83y81y59y58y57y56y55y54x51y51y49x48y48y47y46y40y39

(c) (d)

Figura 31 Espectros de SSPs del modelo BC03 Bruzual amp Charlot 2003 para diferentesmetalicidades (a) 02Z (m42) (b) 04Z (m52) (c) 1Z(m62) (d) 25Z(m72) cadametalicidad contiene 50 SSPs con edades entre 2times 106 y 13times 1010 anos Resolucion de3A

33 BASES ESPECTRALES 27 Marıa E Rojas A

CAPITULO 4

Extraccion y Analisis de Espectros

El espectro original se obtuvo con el espectrografo ISIS del telescopio William Herschel de4 2m (WHT) instalado en la Palma (Canarias) utilizando las configuraciones R300B -CCD EEV 12 y R316R - CCD MARCONI2 para los brazos azul y rojo respectivamenteentre 3000A- 5000A y 5000A - 7800A con una escala de 149 segundos de arcomm alo largo de la hendidura El espectro fue cedido por la doctora Rosa Gomez Delgadodel Instituto de Astrofısica de Andalucia Los detalles de la observacion se encuentranregistrados en la tabla 41

Fecha Brazo CCD+gratting Slit PA Slit width (arcsec) texp[sec]

20050910 Red MARCONI2+R316R 88593063 1237020 900

20050909 Blue EEV12+R300B 88620857 1237020 900

Cuadro 41 Resumen de las observaciones espectroscopicas de NGC6240

41 Reduccion

En un espectro obtenido con una apertura donde no es posible identificar cual es lazona espacialmente localizada se hace necesario encontrar la orientacion espacial a fin deajustar la imagen espectral respecto a una imagen fotografica de orientacion conocida Estareorientacion fue realizada por Rosa Gomez Delgado y Mario A Higuera G con rutinas deIRAF (Image Reducction and Astronomical Facilities ver httpwwwirafcom) tomandocomo imagen fotografica de referencia la dispuesta en la base del Telescopio EspacialHubble (HST) ver httphubblesiteorggallery

28

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Figura 41 Reduccion espectral para el filtro Rojo separacion espacial fuente Mario AHiguera G

Un vez reorientado el espectro original se realizo una separacion de la cantidad de luzque paso a traves de la apertura del instrumento para los filtros rojo y azul a lo largodel rango espacial definido En la apertura espacial aparecen todas las fuentes de emisionpresentes en el momento del registro Al visualizarlas con la rutina apall de IRAF figura41 se separan las regiones de estudio

El analisis permito identificar y reducir seis zonas en total para cada filtro que al sersuperpuestas con la imagen fotografica espacial de NGC6240 se distiguieron ası zona Inucleo del sur zona II proximidad hacia el sur de la zona I zona III proximidad hacia elnorte del registro fotografico zona IV nucleo del norte zona V seccion intermedia entrelos dos nucleos y finalmente la zona VI estrella de calibracion

De todas las zonas se obtuvo un espectro para cada filtro estos fueron normalizados ypromediados con el fin de dar unicidad y ası permitir visualizar un espectro del visible enun rango entre 3200A y 7200A para todas las zonas Los espectros obtenidos se corrigieronpor Doppler (z = 0024480 NED ver httpnedipaccaltechedu) y exceso de colorasociado al polvo segun Cardelli et al (1989) en donde

E(BminusV ) = minus232 log

(Rint

Robs

)siendo Rint = 31 y Robs =HαHβ la relacion de flujos previamnete calibados de las lıneasHα y Hβ medidos por tecnica de separacion en LINER1

1LINER herramienta computacional del reporte interno de Richard W Pogge la cual utiliza una

41 REDUCCION 29 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Figura 42 Imagen fotografica del HST de NGC6240

Los espectros al final de la reduccion que se utilizaron para este trabajo se presentan enla figura 43

Al realizar el analisis de cada una de las zonas reducidas se encuentra que las zonas Iy IV presentan espectros asociados a nucleos activos las zonas II y III corresponden alas regiones adyacentes de estos nucleos que debido a su baja razon senal-ruido no serananalizadas en este trabajo la zona V corresponde a la zona intermedia debida a la fuertecomponente estelar presente en el espectro y finalmente la zona VI presenta un espectrocaracterıstico de una estrella identificada en la imagen fotografica que se utiliza comopatron de referencia figura 42

tecnica que define un continuo arbitrario sobre el cual es posible marcar el centro esperado de una lıneasobre un espectro esto permite adquirir los valores de λ centro de lınea FWHM ancho equivalente yflujo de las lıneas tanto de emision como de absorcion

41 REDUCCION 30 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

0

2eminus13

4eminus13

6eminus13

8eminus13

λ[Å]4000 5000 6000

Zona I

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

0

2eminus16

4eminus16

6eminus16

8eminus16

1eminus15

12eminus15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona II

(a) (b)

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

minus2eminus16

minus1eminus16

0

1eminus16

2eminus16

3eminus16

4eminus16

λ[Å]3000 4000 5000 6000 7000

Zona III

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

0

5eminus14

1eminus13

15eminus13

2eminus13

25eminus13

3eminus13

35eminus13

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona IV

(c) (d)

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

minus1eminus16

0

1eminus16

2eminus16

3eminus16

4eminus16

5eminus16

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona V

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

2eminus17

4eminus17

6eminus17

8eminus17

1eminus16

12eminus16

λ[Å]4000 5000 6000 7000

ZonaVI

(e) (f)

Figura 43 Espectros reducidos del visible para NGC6240 (a) Zona I (b) Zona II (c)Zona III (d) Zona IV (e) Zona V (f) Zona VI

41 REDUCCION 31 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

42 Caracterizacion

Los espectros de las zonas I y IV son caracterizados por los valores de λ centro de lıneaFWHM ancho equivalente y flujo de las lıneas de absorcion y emision los cuales se puedenobservar en las tablas 42 y 43 para cada zona respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259856 141934 121105 932365

He I lowast 3820000 38243220 240649 -368885 -331320

[Ne III] 3868760 38665283 196365 960760 849525

K-Ca II lowast 3933000 39298906 825863 -438132 -378235

H-Ca II lowast 3968000 39671277 970000 -270968 -230588

He I 4026000 40302915 870264 207639 172326

[S II] 4068600 40671338 613711 167254 136787

Fe II 4178862 41774009 188631 0157450 0123046

Hδ 4101740 41114917 365668 0608985 0489181

Hγ 4340471 43366045 920191 176589 128710

Hβ 4861300 48590737 156186 132648 538800

[O III] 4958900 49586538 303193 112192 394091

[ OIII] 5006840 50054878 217619 263052 856364

C-C lowast 5165000 51681416 204788 -181874 -0543207

Fe II 5197570 51986562 182212 770700 227194

Na-I(D) lowast 5892000 58881143 119381 -971280 -202980

[O I] 6300304 62998452 208984 297493 540325

[O I] 6363776 63638130 213094 886981 157329

[N II] 6548050 65467163 236476 372079 629095

Hα 6562819 65614551 236476 988640 172153

[N II] 6583460 65830864 236476 950283 194036

[S II] 6716440 67180718 184565 402939 743104

[S II] 6730810 67330210 184565 288223 514382lowast Lınea de absorcion

Cuadro 42 Lıneas identificadas en la Zona I de NGC6240

En la caracterizacion de las dos zonas sobresale una significativa emision de Hβ [OIII]5007A Hα y [NII] 6585A asociadas a la formacion estelar o actividad del nucleo galacticoTambien es posible observar la presencia de lıneas de emision de HeI [OI] en conjuntocon la serie de Balmer Ası mismo fue posible medir la lınea de emision [OII] en 3727Ajunto con las lıneas de H-Ca K-Ca

42 CARACTERIZACION 32 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3728815 37295811 139871 980735 752002

[Ne III] 3868760 38702319 202032 129640 988668

K-Ca II lowast 3933000 39331504 649803 -303453 -241752

H-Ca II lowast 3968000 39680195 689754 -287500 -234462

G-banda lowast 4301000 43048105 301566 -703450 -553622

Hγ 4340471 43404194 808685 104001 0771791

Hβ 4861300 48625376 157743 105704 477370

[O III] 4958900 49602510 204316 867190 374412

[O III] 5006840 50088350 156499 203541 858706

C-C lowast 5165000 51694761 221025 -478236 -186147

[O I] 6300304 62999092 223367 346819 593403

[O I] 6363776 63637612 260837 125170 209970

[N II] 6548050 65507192 180655 374786 791877

Hα 6562819 65663501 180655 788344 165570

[N II] 6583460 65867407 180655 101594 211693

[S II] 6716440 67188540 132432 320833 634206

[S II] 6730810 67328965 185795 414013 81368lowast Lınea de absorcion

Cuadro 43 Lıneas identificadas en la Zona IV de NGC6240

42 CARACTERIZACION 33 Marıa E Rojas A

CAPITULO 5

Espectroscopıa Sintetica

Ajustada la sintesis de poblacion estelar inherente al codigo Starlight se estudio la galaxiaNGC6240 y se obtuvieron propiedades fısicas tales como la composicion estelar a lo largode la historia de la formacion estelar de la galaxia bajo la biblioteca de Bruzual y Char-lot (2003) parametros cineticos como extincion por polvo AV y el vector de poblacionestelar en terminos de una fraccion de luz(xj) obtenidos con la interprestacion del porcen-taje de formacion estelar sintetica y las caracterısticas de las lıneas de absorcion obtenidas

51 Sıntesis espectral

Con el fin de encontrar la sintesis de la poblacion estelar de los dos nucleos del sistema encolision NGC6240 se ejecuto el codigo Starlight para las zonas en las que era posible vi-sualizar la regiones centrales de cada nucleo zonas I y IV Con estos espectros de entradase ejecutaron las combinaciones lineales de la base de Bruzual y Charlot (2003) para lasmetalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z individualmente con esto se identificaron laspoblaciones estelares que contribuıan en la reproduccion sintetica de cada zona Con baseen estos resultados parciales finalmente se construyo la base que mejor representa cadazona respectivamente Esta contiene 200 poblaciones estelares con edades entre 2 times 106

y 13times1010 anos resolucion de 3A en un rango de 3200A a 9500A con metalicidades de02Z 04Z 1Z y 25Z rutas evolutivas de Padova 1994 libreria STELIB y funcionmasa inicial de Chabrier (2003)

La busqueda del mejor ajuste entre el espectro de entrada y el espectro de salida se centroen disminuir al maximo el valor de la relacion [chi2Nleff ] la cual relaciona el valor delχ2 de cada valor de λ Otro valor que se tuvo en cuenta fue la desviacion media porcentual

34

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

de todos los pıxeles con relacion al espectro de entrada [adev( )] los mejores valores seregistraron en la tabla 51

Parametro Zona I Zona IV

[chi2Nleff ] 137545 113193

[adev( )] 638644 446156

Cuadro 51 Calidad del ajuste de Starlight

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

Figura 51 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral I de NGC6240 (trazo negro)

Los espectros de la formacion estelar logrados con este ajuste se muestran en las figuras51 y 52 en donde el trazo rojo representa la formacıon estelar asociada al espectro deentrada representado con el trazo negro de las zonas I y IV respectivamente

En estas figuras se puede observar una componente de absorcion sintetica por cada lıneade emision observada del espectro de entrada como es el caso de las lıneas en la longitudde onda de 3740A 3796A 3837A 3887A 3933A 3969A 4098A 4338A 4100A 4339A4860A 6548A las cuales corresponde a transiciones electronicas conocidas y definidas enel cuadro 11

51 SINTESIS ESPECTRAL 35 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

ObservadoSinteacutetico

Figura 52 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral IV de NGC6240 (trazo negro)

51 SINTESIS ESPECTRAL 36 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

52 Sustraccion espectral

Un vez definida la formacion estelar de cada una de la zonas espectrales se realizo unasustraccion de la formacion estelar asociada a cada zona con el fin de descontaminar elespectro de emision del nucleo activo filtrando ası un espectro de mejores caracterısticasel cual es posible observar en el trazo azul de las figuras 53 y 54

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 53 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral I de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral I de NGC6240 (negro)obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z(b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 37 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 54 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral VI de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral IV de NGC6240(negro) obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Zy 25Z (b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 38 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

53 Caracterizacion espectral

Cada uno de los espectros se caracterizo con la identificacion de todas las lıneas de emisionpresentes en ellas una vez realizada la sustraccion mediante un ajuste de tipo gaussianodefinido en un continuo aleatorio en el software LINER siendo posible obtener el centrode lınea el ancho total a la mitad de la altura (FWHM) y el flujo total visualizados enlas tablas 53 y 53 para las zonas I y IV respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259714 145056 273839 953139

H11 3770630 37686479 440904 425545 149716

H10 3797898 37960681 401993 326624 112110

H9 3835384 38334482 367421 376538 124836

[Ne III] 3868760 38685388 179806 168928 541474

K Ca-II lowast 3933000 39294148 131932 -206818 -623528

H Ca-II 3968000 39691155 446669 468596 135456

He I 4026000 40263750 264590 900988 244257

[S II] 4068600 40721025 240745 173767 446216

Hδ 4101740 40978579 169919 276703 688289

Hγ 4340471 43382275 130266 353231 612874

Hβ 4861300 48594336 151258 -677140 792772

[O III] 4958900 49571484 182238 -129678 227669

[O III] 5006840 50056445 189935 -360470 737521

Fe II 5197570 51990830 217043 -909013 291244

[O I] 6300304 62998164 236848 -365105 644235

[O I] 6363776 63634268 280102 -542065 239085

[NII] 6548050 65466426 250518 -330128 652055

Hα 6562819 65614375 250518 -114643 186725

[N II] 6583460 65836201 250518 -195511 214778

[S II] 6716440 67192485 222886 -472177 102774

[S II] 6730810 67358408 222886 -280570 502474lowast Lınea de absorcion

Cuadro 52 Lıneas de Emision Zona I de NGC6240

531 Clasificacion de NGC6240

Para clasificar a NGC6240 entre los tipos de nucleo activo descritos en la literatura seutilizo las razones de flujo para la ubicacion de este sistema en el diagrama BPT (Bald-win Phillips amp Terlevich 1981) descrito en Cid Fernandes et al (2010) como la mejorseparacion entre galaxias tipo Seyfert LINER y de formacion estelar fuerte mediante la

53 CARACTERIZACION ESPECTRAL 39 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[ O I] 3726032 37296033 143969 -221934 787713

[Ne III] 3868760 38706140 118089 -233171 399531

K Ca-II lowast 3933000 39330952 120923 341232 -383848

S II 4076349 40792864 693475 913706 854107

Hδ 4101742 41004019 936462 679737 301683

Fe II lowast 4303176 43052456 192020 -119689 -283858

Hγ 4340471 43394087 100879 155567 419237

Hβ 4861300 48617803 144197 -647377 680787

[O III] 4958900 49606152 172003 -194691 316305

[O III] 5006840 50090156 161854 -479744 914152

[O I] 6300304 63029087 178476 -155210 621454

[O I] 6363776 63667563 189027 334244 199334

[N II] 6548050 65512285 184697 -152528 896611

Hα 6562819 65665557 184697 -1004495E+06 173249

[N II ] 6583460 65869326 184697 711567 217207

[S II] 6716440 67182754 122346 -459232 516263

[S II] 6730810 67316655 212515 -152349 100130lowast Lınea de absorcion

Cuadro 53 Lıneas de Emision Zona IV de NGC6240

relacion de los flujos de las lıneas de emision de Hα Hβ [NII]λ6584 y [OIII]λ5007 enlog([NII]λ6584 Hα) y log([OIII]λ5007Hβ) que para el caso de la region VI es

log([NII]λ6584 Hα) =020

y

log([OIII]λ5007 Hβ) =-028

lo que ubica a NGC6240 en el diagrama BPT dentro de las galaxia tipo LINER en con-cordancia con el catalogo de Veron-Cetty de (2006)

54 Propiedades fısicas de NGC6240

Los parametros derivados del mejor modelo de la sıntesis permiten adicionalmente calcu-lar y encontrar algunas propiedades fısicas de la galaxia tabla 54 A partir de cada unode estos parametros fue posible asociar las siguientes propiedades

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 40 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Parametro Definicion Zona I Zona IV

[summinus of minus xj( )] Vector de poblacion estelar 9422336 9897032

[Miniminus tot] Fraccion de masa 846570E+02 706677E+03

[Mcor minus tot] Logaritmo de la masa estelar [M] 613714E+02 363687E+03

[v0minusmin(kms)] -11323 -13292

[vdminusmin(kms)] 4700 8439

[AV minusmin(mag)] Atenuacion del polvo [magnitud] -10000 -10000

Cuadro 54 Calidad del ajuste de Starlight

Zona OSP IPS YPS

I 0 176488 765745

IV 06582 355544 614753

Cuadro 55 Porcentaje de formacion estelar sintetica de NGC6240 poblacion estelar joven(YSPs) t le 0 1 Giga anos poblacion estelar con edad intermedia (ISP) 0 1 lt tISP le 2Giga anos la poblacion estelar con edad superior (OSP) 125 Giga ano Rodrıguez ZaurınJ et al (2008)

EdadLa interpretacion del termino [summinus of minus xj( )] vector poblacion xj discutido enla seccion 31 permitio clasificar la poblacion estelar sintetica en i poblacion estelarjoven (YSPs) con componentes estelares de edad t le 0 1 Giga ano ii poblacionestelar con edad intermedia (ISP) con componentes de edad entre 0 1 lt tISP le 2Giga ano y iii poblacion estelar con edad superior (OSP) con componentes de edadmayor que 12 5 Giga ano Rodrıguez Zaurın J et al (2008) Es entonces como alrealizar un tabulacion de este vector en la sıntesis de NGC6240 se puede concluirque mas del 60 de la poblacion estelar corresponde a poblacion estelar joven elporcentaje de cada componente segun la zona se especifica en la cuadro 55

MetalicidadEl porcentaje de las metalicidades empleadas para reproducir el sistema NGC6240fueron tabulados en el cuadro 56 Se puede concluir que existe una contribucion depoblacion estelar de tipo frıo K o M ya que la metalicidad de este tipo de poblacioneses aproximadamente cero mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para lazona IV pertenecen a poblaciones mas calientes de tipo espectral O y M

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 41 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Zona 02Z( ) 04Z( ) 1Z( ) 25Z( )

I 219 3618 5583 00002

IV 1289 4501 4105 0

Cuadro 56 Porcentaje de la metalicidad media en la sıntesis de NGC6240

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 42 Marıa E Rojas A

CAPITULO 6

Conclusiones

Del mapeo de la galaxia NGC 6240 se logro extraer un espectro de buenas caracte-rısticas correspondiente a las zonas I y IV las cuales responden a las zonas espacialesde los nucleos de la galaxia mientras que para las demas zonas es necesario aunrealizar algunas reducciones con mayor detalle para lograr ası eliminar el alto ruidopresente en los espectros

Sobre los espectros espacialmente definidos se realizo una extraccion que permitioidentificar las lıneas de emision y absorcion presente en la zonas I y IV

Con base en la combinacion de las bases de poblaciones estelares de Bruzual GCharlot S (2003) se construyo un espectro sintetico de buenas caracterısticas conla ejecucion de Spectral Synthesis Code -Starlight Cid Fernandes R (2005) en laszonas I y IV

Se realizo una sustraccion entre el espectro observado y el espectro sintetico a fin deeliminar la componente de absorcion asociada con la formacion estelar reproducidacon el espectro sintetico obtenido dando origen a una tabla de flujos reales de lıneasde emision que no habıan sido posible medir debido a la superposicion de las lıneasde absorcion asociadas a la actividad de formacion estelar de la galaxia huesped

La poblacion estelar presente en el espectro sintetico de NGC 6240 segun la literaturade Rodrıguez Zaurın J (2008) es una poblacion estelar joven con edades entret le 0 1 Giga ano con un porcentaje del 765745 en la zona I y 614753 enla zona IV La poblacion estelar con edad intermedia entre 0 1 lt tISP le 2 Gigaano presentan un porcentaje mas bajo del 176488 y 355544 en las zonas I yIV respectivamente Mientras que la poblacion estelar mayor de 125 Giga ano notienen asociado ningun porcentaje en la contribucion del espectro sintetico

43

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Existe una poca contribucion de poblacion estelar de tipo frıo K o M en NGC6240ya que la metalicidad de este tipo de poblaciones es aproximadamente cero en lasıntesis espectral mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para la zona IVpertenecen a poblaciones jovenes de tipo espectral O y M

44 Marıa E Rojas A

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BIBLIOGRAFIA 50 Marıa E Rojas A

CAPITULO 7

Anexos

SSP Edad [anos] Z Mstar

bc2003-hr-m42-chab-ssp-032spec 000174e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-034spec 000191e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-051spec 000417e9 000400 09666

bc2003-hr-m42-chab-ssp-052spec 000437e9 000400 09622

bc2003-hr-m42-chab-ssp-053spec 000457e9 000400 09579

bc2003-hr-m42-chab-ssp-054spec 000479e9 000400 09534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-055spec 000501e9 000400 09488

bc2003-hr-m42-chab-ssp-070spec 001000e9 000400 08862

bc2003-hr-m42-chab-ssp-073spec 001148e9 000400 08752

bc2003-hr-m42-chab-ssp-074spec 001202e9 000400 08716

bc2003-hr-m42-chab-ssp-075spec 001259e9 000400 08680

bc2003-hr-m42-chab-ssp-076spec 001318e9 000400 08644

bc2003-hr-m42-chab-ssp-077spec 001380e9 000400 08608

bc2003-hr-m42-chab-ssp-078spec 001445e9 000400 08571

bc2003-hr-m42-chab-ssp-079spec 001514e9 000400 08534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-080spec 001585e9 000400 08501

bc2003-hr-m42-chab-ssp-081spec 001660e9 000400 08469

bc2003-hr-m42-chab-ssp-082spec 001738e9 000400 08436

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51

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m42-chab-ssp-084spec 001905e9 000400 08369

bc2003-hr-m42-chab-ssp-087spec 002188e9 000400 08269

bc2003-hr-m42-chab-ssp-088spec 002291e9 000400 08237

bc2003-hr-m42-chab-ssp-112spec 006405e9 000400 07525

bc2003-hr-m42-chab-ssp-113spec 007187e9 000400 07446

bc2003-hr-m42-chab-ssp-114spec 008064e9 000400 07366

bc2003-hr-m42-chab-ssp-115spec 009048e9 000400 07287

bc2003-hr-m42-chab-ssp-116spec 010152e9 000400 07207

bc2003-hr-m42-chab-ssp-117spec 011391e9 000400 07130

bc2003-hr-m42-chab-ssp-118spec 012780e9 000400 07064

bc2003-hr-m42-chab-ssp-119spec 014340e9 000400 06997

bc2003-hr-m42-chab-ssp-120spec 016090e9 000400 06930

bc2003-hr-m42-chab-ssp-121spec 018053e9 000400 06863

bc2003-hr-m42-chab-ssp-122spec 020256e9 000400 06800

bc2003-hr-m42-chab-ssp-123spec 022727e9 000400 06738

bc2003-hr-m42-chab-ssp-124spec 025500e9 000400 06676

bc2003-hr-m42-chab-ssp-125spec 028612e9 000400 06613

bc2003-hr-m42-chab-ssp-126spec 032103e9 000400 06550

bc2003-hr-m42-chab-ssp-127spec 036020e9 000400 06486

bc2003-hr-m42-chab-ssp-128spec 040415e9 000400 06427

bc2003-hr-m42-chab-ssp-129spec 045347e9 000400 06370

bc2003-hr-m42-chab-ssp-130spec 050880e9 000400 06313

bc2003-hr-m42-chab-ssp-131spec 057088e9 000400 06256

bc2003-hr-m42-chab-ssp-132spec 064054e9 000400 06197

bc2003-hr-m42-chab-ssp-133spec 071870e9 000400 06140

bc2003-hr-m42-chab-ssp-134spec 080640e9 000400 06082

bc2003-hr-m42-chab-ssp-135spec 090479e9 000400 06024

bc2003-hr-m42-chab-ssp-201spec 1500000e9 000400 04919

bc2003-hr-m42-chab-ssp-204spec 1575000e9 000400 04915

bc2003-hr-m42-chab-ssp-214spec 1825000e9 000400 04875

bc2003-hr-m42-chab-ssp-218spec 1925000e9 000400 04872

bc2003-hr-m52-chab-ssp-031spec 000166e9 000800 10000

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52 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-032spec 000174e9 000800 10000

bc2003-hr-m52-chab-ssp-034spec 000191e9 000800 10000

bc2003-hr-m52-chab-ssp-051spec 000417e9 000800 09645

bc2003-hr-m52-chab-ssp-052spec 000437e9 000800 09599

bc2003-hr-m52-chab-ssp-054spec 000479e9 000800 09496

bc2003-hr-m52-chab-ssp-055spec 000501e9 000800 09443

bc2003-hr-m52-chab-ssp-070spec 001000e9 000800 08827

bc2003-hr-m52-chab-ssp-073spec 001148e9 000800 08725

bc2003-hr-m52-chab-ssp-074spec 001202e9 000800 08691

bc2003-hr-m52-chab-ssp-075spec 001259e9 000800 08657

bc2003-hr-m52-chab-ssp-076spec 001318e9 000800 08622

bc2003-hr-m52-chab-ssp-077spec 001380e9 000800 08587

bc2003-hr-m52-chab-ssp-078spec 001445e9 000800 08552

bc2003-hr-m52-chab-ssp-079spec 001514e9 000800 08517

bc2003-hr-m52-chab-ssp-080spec 001585e9 000800 08485

bc2003-hr-m52-chab-ssp-081spec 001660e9 000800 08453

bc2003-hr-m52-chab-ssp-082spec 001738e9 000800 08420

bc2003-hr-m52-chab-ssp-083spec 001820e9 000800 08387

bc2003-hr-m52-chab-ssp-084spec 001905e9 000800 08354

bc2003-hr-m52-chab-ssp-087spec 002188e9 000800 08256

bc2003-hr-m52-chab-ssp-088spec 002291e9 000800 08226

bc2003-hr-m52-chab-ssp-112spec 006405e9 000800 07527

bc2003-hr-m52-chab-ssp-113spec 007187e9 000800 07451

bc2003-hr-m52-chab-ssp-114spec 008064e9 000800 07376

bc2003-hr-m52-chab-ssp-115spec 009048e9 000800 07301

bc2003-hr-m52-chab-ssp-116spec 010152e9 000800 07226

bc2003-hr-m52-chab-ssp-117spec 011391e9 000800 07150

bc2003-hr-m52-chab-ssp-118spec 012780e9 000800 07088

bc2003-hr-m52-chab-ssp-119spec 014340e9 000800 07026

bc2003-hr-m52-chab-ssp-120spec 016090e9 000800 06963

bc2003-hr-m52-chab-ssp-121spec 018053e9 000800 06900

bc2003-hr-m52-chab-ssp-122spec 020256e9 000800 06838

Continua en la pagina siguiente

53 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-123spec 022727e9 000800 06781

bc2003-hr-m52-chab-ssp-124spec 025500e9 000800 06723

bc2003-hr-m52-chab-ssp-125spec 028612e9 000800 06665

bc2003-hr-m52-chab-ssp-126spec 032103e9 000800 06607

bc2003-hr-m52-chab-ssp-127spec 036020e9 000800 06548

bc2003-hr-m52-chab-ssp-128spec 040415e9 000800 06490

bc2003-hr-m52-chab-ssp-129spec 045347e9 000800 06434

bc2003-hr-m52-chab-ssp-130spec 050880e9 000800 06377

bc2003-hr-m52-chab-ssp-131spec 057088e9 000800 06318

bc2003-hr-m52-chab-ssp-132spec 064054e9 000800 06266

bc2003-hr-m52-chab-ssp-133spec 071870e9 000800 06205

bc2003-hr-m52-chab-ssp-134spec 080640e9 000800 06145

bc2003-hr-m52-chab-ssp-135spec 090479e9 000800 06086

bc2003-hr-m52-chab-ssp-201spec 1500000e9 000800 04936

bc2003-hr-m52-chab-ssp-204spec 1575000e9 000800 04935

bc2003-hr-m52-chab-ssp-214spec 1825000e9 000800 04887

bc2003-hr-m52-chab-ssp-218spec 1925000e9 000800 04882

bc2003-hr-m62-chab-ssp-031spec 000166e9 002000 10000

bc2003-hr-m62-chab-ssp-032spec 000174e9 002000 10000

bc2003-hr-m62-chab-ssp-034spec 000191e9 002000 09996

bc2003-hr-m62-chab-ssp-051spec 000417e9 002000 09535

bc2003-hr-m62-chab-ssp-052spec 000437e9 002000 09482

bc2003-hr-m62-chab-ssp-054spec 000479e9 002000 09384

bc2003-hr-m62-chab-ssp-055spec 000501e9 002000 09342

bc2003-hr-m62-chab-ssp-070spec 001000e9 002000 08751

bc2003-hr-m62-chab-ssp-071spec 001047e9 002000 08716

bc2003-hr-m62-chab-ssp-072spec 001096e9 002000 08680

bc2003-hr-m62-chab-ssp-073spec 001148e9 002000 08644

bc2003-hr-m62-chab-ssp-074spec 001202e9 002000 08608

bc2003-hr-m62-chab-ssp-075spec 001259e9 002000 08572

bc2003-hr-m62-chab-ssp-076spec 001318e9 002000 08535

bc2003-hr-m62-chab-ssp-077spec 001380e9 002000 08503

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54 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-078spec 001445e9 002000 08472

bc2003-hr-m62-chab-ssp-079spec 001514e9 002000 08440

bc2003-hr-m62-chab-ssp-081spec 001660e9 002000 08375

bc2003-hr-m62-chab-ssp-082spec 001738e9 002000 08342

bc2003-hr-m62-chab-ssp-084spec 001905e9 002000 08276

bc2003-hr-m62-chab-ssp-087spec 002188e9 002000 08189

bc2003-hr-m62-chab-ssp-088spec 002291e9 002000 08159

bc2003-hr-m62-chab-ssp-112spec 006405e9 002000 07502

bc2003-hr-m62-chab-ssp-113spec 007187e9 002000 07429

bc2003-hr-m62-chab-ssp-114spec 008064e9 002000 07360

bc2003-hr-m62-chab-ssp-115spec 009048e9 002000 07291

bc2003-hr-m62-chab-ssp-116spec 010152e9 002000 07221

bc2003-hr-m62-chab-ssp-117spec 011391e9 002000 07150

bc2003-hr-m62-chab-ssp-118spec 012780e9 002000 07093

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bc2003-hr-m62-chab-ssp-124spec 025500e9 002000 06754

bc2003-hr-m62-chab-ssp-125spec 028612e9 002000 06700

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bc2003-hr-m62-chab-ssp-127spec 036020e9 002000 06592

bc2003-hr-m62-chab-ssp-128spec 040415e9 002000 06538

bc2003-hr-m62-chab-ssp-129spec 045347e9 002000 06484

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bc2003-hr-m62-chab-ssp-131spec 057088e9 002000 06376

bc2003-hr-m62-chab-ssp-132spec 064054e9 002000 06322

bc2003-hr-m62-chab-ssp-133spec 071870e9 002000 06265

bc2003-hr-m62-chab-ssp-134spec 080640e9 002000 06209

bc2003-hr-m62-chab-ssp-135spec 090479e9 002000 06152

bc2003-hr-m62-chab-ssp-201spec 1500000e9 002000 04999

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55 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-204spec 1575000e9 002000 04991

bc2003-hr-m62-chab-ssp-214spec 1825000e9 002000 04946

bc2003-hr-m62-chab-ssp-218spec 1925000e9 002000 04941

bc2003-hr-m72-chab-ssp-031spec 000166e9 005000 09918

bc2003-hr-m72-chab-ssp-032spec 000174e9 005000 09933

bc2003-hr-m72-chab-ssp-034spec 000191e9 005000 09890

bc2003-hr-m72-chab-ssp-051spec 000417e9 005000 09299

bc2003-hr-m72-chab-ssp-052spec 000437e9 005000 09260

bc2003-hr-m72-chab-ssp-054spec 000479e9 005000 09186

bc2003-hr-m72-chab-ssp-055spec 000501e9 005000 09147

bc2003-hr-m72-chab-ssp-070spec 001000e9 005000 08524

bc2003-hr-m72-chab-ssp-071spec 001047e9 005000 08491

bc2003-hr-m72-chab-ssp-072spec 001096e9 005000 08459

bc2003-hr-m72-chab-ssp-073spec 001148e9 005000 08427

bc2003-hr-m72-chab-ssp-074spec 001202e9 005000 08393

bc2003-hr-m72-chab-ssp-075spec 001259e9 005000 08360

bc2003-hr-m72-chab-ssp-076spec 001318e9 005000 08326

bc2003-hr-m72-chab-ssp-077spec 001380e9 005000 08292

bc2003-hr-m72-chab-ssp-078spec 001445e9 005000 08262

bc2003-hr-m72-chab-ssp-079spec 001514e9 005000 08233

bc2003-hr-m72-chab-ssp-081spec 001660e9 005000 08174

bc2003-hr-m72-chab-ssp-082spec 001738e9 005000 08143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-084spec 001905e9 005000 08081

bc2003-hr-m72-chab-ssp-087spec 002188e9 005000 07990

bc2003-hr-m72-chab-ssp-088spec 002291e9 005000 07958

bc2003-hr-m72-chab-ssp-112spec 006405e9 005000 07345

bc2003-hr-m72-chab-ssp-113spec 007187e9 005000 07278

bc2003-hr-m72-chab-ssp-114spec 008064e9 005000 07211

bc2003-hr-m72-chab-ssp-115spec 009048e9 005000 07144

bc2003-hr-m72-chab-ssp-116spec 010152e9 005000 07092

bc2003-hr-m72-chab-ssp-117spec 011391e9 005000 07039

bc2003-hr-m72-chab-ssp-118spec 012780e9 005000 06985

Continua en la pagina siguiente

56 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m72-chab-ssp-119spec 014340e9 005000 06930

bc2003-hr-m72-chab-ssp-120spec 016090e9 005000 06876

bc2003-hr-m72-chab-ssp-121spec 018053e9 005000 06823

bc2003-hr-m72-chab-ssp-122spec 020256e9 005000 06771

bc2003-hr-m72-chab-ssp-123spec 022727e9 005000 06720

bc2003-hr-m72-chab-ssp-124spec 025500e9 005000 06669

bc2003-hr-m72-chab-ssp-125spec 028612e9 005000 06618

bc2003-hr-m72-chab-ssp-126spec 032103e9 005000 06566

bc2003-hr-m72-chab-ssp-127spec 036020e9 005000 06514

bc2003-hr-m72-chab-ssp-128spec 040415e9 005000 06461

bc2003-hr-m72-chab-ssp-129spec 045347e9 005000 06410

bc2003-hr-m72-chab-ssp-130spec 050880e9 005000 06356

bc2003-hr-m72-chab-ssp-131spec 057088e9 005000 06302

bc2003-hr-m72-chab-ssp-132spec 064054e9 005000 06253

bc2003-hr-m72-chab-ssp-133spec 071870e9 005000 06196

bc2003-hr-m72-chab-ssp-134spec 080640e9 005000 06143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-135spec 090479e9 005000 06088

bc2003-hr-m72-chab-ssp-201spec 1500000e9 005000 04972

bc2003-hr-m72-chab-ssp-204spec 1575000e9 005000 04960

bc2003-hr-m72-chab-ssp-214spec 1825000e9 005000 04924

bc2003-hr-m72-chab-ssp-218spec 1925000e9 005000 04908

Cuadro 71 Base N

57 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

3416 3436 [Ne v] 34260

3718 3735 [O II] 37260

3720 3737 [O II] 37288

3796 3802 H10 37979

3833 3841 H90 38354

3862 3871 [Ne III] 38691

3882 3891 H8 HeI 38890

3961 3973 [Ne III] 39678

3961 3974 Hε 39701

4024 4030 He I 40262

4067 4070 [S II] 40686

4095 4107 Hδ 41017

4332 4346 Hγ 43405

4469 4475 He I 44715

4854 4868 Hβ 48613

4947 4968 [O III] 49589

4998 5019 [O III] 50068

5009 5022 He I 50157

5156 5164 [Fe VII] 51584

5193 5202 [N I] 51991

5267 5274 [Fe III] 52704

5868 5883 He I 58756

6296 6303 [O I] 63003

6303 6315 [S III] 63121

6355 6372 [O I] 63638

6538 6591 [N II] 65480

6547 6576 Hα 65628

6575 6591 [N II] 65835

6667 6681 He I 66782

6710 6743 [S II] 67164

6718 6743 [S II] 67308

7061 7072 He I 70652

Continua en la pagina siguiente

58 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

7125 7142 [Ar III] 71358

7315 7329 [O II] 73195

7320 7335 [O II] 73302

6845 6945 BC03 lowastlowast7165 7210 BC03 lowastlowast7550 7725 BC03 lowastlowast5880 5906 NaD 5890 lowast lowast lowast9059 9079 [S III] 90690

lowast Lınea de emision

lowastlowast Region en la problematica Bruzual y Charlot (2003)

lowast lowast lowast Absorcion del medio interestelar en 5896A

Cuadro 72 Mascara General desarrollada por NataliaVale Asari (2005) para Starlight

59 Marıa E Rojas A

  • Acroacutenimos
  • Introduccioacuten
  • Fundamentos de Espectroscopiacutea
    • Fundamentos
    • Espectros Astrofiacutesicos
    • Nuacutecleos Activos de Galaxias
      • Sistema NGC6240
      • Sistema NGC6240
      • Coacutedigo de Siacutentesis Espectral
        • Modelo Fiacutesico - Matemaacutetico
        • Modelo Computacional
        • Bases Espectrales
          • Construccioacuten de una Poblacioacuten Estelar Simple (SSPs)
          • Modelos de Poblaciones Estelares Simples
              • Extraccioacuten y Anaacutelisis de Espectros
                • Reduccioacuten
                • Caracterizacioacuten
                  • Espectroscopiacutea Sinteacutetica
                    • Siacutentesis espectral
                    • Sustraccioacuten espectral
                    • Caracterizacioacuten espectral
                      • Clasificacioacuten de NGC6240
                        • Propiedades fiacutesicas de NGC6240
                          • Conclusiones
                            • Bibliografiacutea
                              • Anexos
Page 5: Espectroscop a estelar sint etica, aplicaciones astrof sicas · con modelos estelares que siguen una l nea de tiempo, producidos por la combinacion de bibliotecas de evolucion estelar,

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Vivimos en un universo cuya edad no podemoscalcular del todo rodeado de estrellas cuyasdistancias de nosotros y entre ellas no podemosconocer llenos de materia que no somoscapaces de identificar que opera segun las leyesde la fısica cuyas propiedades no entendemosen realidad

Bill Bryson- Historia de la Ciencia

iv Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

A mi famila a mi madre y a aquel que todo love

Bogota 2015

v Marıa E Rojas A

Indice general

Acronimos 1

Introduccion 3

1 Fundamentos de Espectroscopıa 611 Fundamentos 712 Espectros Astrofısicos 1113 Nucleos Activos de Galaxias 12

2 Sistema NGC6240 15

Sistema NGC6240 15

3 Codigo de Sıntesis Espectral 1731 Modelo Fısico - Matematico 1832 Modelo Computacional 2033 Bases Espectrales 21

331 Construccion de una Poblacion Estelar Simple (SSPs) 21332 Modelos de Poblaciones Estelares Simples 23

4 Extraccion y Analisis de Espectros 2841 Reduccion 2842 Caracterizacion 32

5 Espectroscopıa Sintetica 3451 Sıntesis espectral 3452 Sustraccion espectral 3753 Caracterizacion espectral 39

vi

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

531 Clasificacion de NGC6240 3954 Propiedades fısicas de NGC6240 40

6 Conclusiones 43Bibliografıa 45

7 Anexos 51

INDICE GENERAL vii Marıa E Rojas A

Indice de cuadros

11 Lıneas de absorcion y emision reportadas en la literatura 12

31 Trayectorias Evolutivas usadas en BC03 Fuente BC03 2432 Bibliotecas de espectros estelares de BC03 Fuente BC03 2533 Diferentes calibraciones basadas BaSeL Fuente BC03 25

41 Resumen de las observaciones espectroscopicas de NGC6240 2842 Lıneas identificadas en la Zona I de NGC6240 3243 Lıneas identificadas en la Zona IV de NGC6240 33

51 Calidad del ajuste de Starlight 3552 Lıneas de Emision Zona I de NGC6240 3953 Lıneas de Emision Zona IV de NGC6240 4054 Calidad del ajuste de Starlight 4155 Porcentaje de formacion estelar sintetica de NGC6240 4156 Porcentaje de la metalicidad media en la sıntesis de NGC6240 42

71 Base N 5772 Mascara General 59

viii

Indice de figuras

11 Representacion de los procesos de emision y absorcion 712 Transiciones entre los niveles de energıa 813 Representacion grafica de un perfil de lınea 1014 Representacion grafica de FWHM (Ancho total a la mitad de la altura por

sus siglas en ingles) 1115 Galaxia normal NGC224 fuente NED 1316 Galaxia con nucleo activo MRK 0699 fuente SDSS 13

31 Espectros de SSPs del modelo BC03 Bruzual amp Charlot 2003 para dife-rentes metalicidades 27

41 Reduccion espectral para el filtro Rojo separacion espacial fuente MarioA Higuera G 29

42 Imagen fotografica del HST de NGC6240 3043 Espectros reducidos del visible para NGC6240 31

51 Ajuste espectral sintetico de la formacion estelar zona espectral I de NGC6240 3552 Ajuste espectral sintetico de la formacion estelar zona espectral IV de

NGC6240 3653 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral I de NGC6240 3754 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral VI de NGC6240 38

ix

Acronimos

A amp A Astronomy and Astrophysics

AGN Active Galactic Nucleus

AJ Astronomical Journal

ApJ Astrophysical Journal

ApJS Astrophysical Journal Supplement

BH Black Hole

BLR Broad line Region

BPT Baldwin Philips amp Terlevich

ChJAampA Chinese Astronomy amp Astrophysics

FWHM Full Width Half Maximum

HST Hubble Space Telescope

IR Infrared

IRAS Infrared Astronomical Satellite

ISO Infrared Space Observatory

LINER Low-ionization Nuclear Emission-line Region

LIRG Luminous Infrared Galaxy

MNRAS Monthly Notices of the Royal Astronomical Society

NED (NASAIPAC EXTRAGALACTIC DATABASE

NLR Near-infrared

NLSy1 Narrow-line Radio Galaxy

SB Starburst

1

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SDSS Sloan Digital Sky Survey

SED Spectral Energy Distribution

SFR Star Formation Rate

Sy1 Seyfert 1

Sy2 Seyfert 2

ULIRG Ultraluminous Infrared Galaxy

INDICE DE FIGURAS 2 Marıa E Rojas A

Introduccion

El continuo generado por una fuente estelar o galactica en un rango de longitudes de ondaentre 3500 A a 6000 A presenta cambios en su forma al interactuar con una nube a me-nor temperatura como su propia atmosfera en el caso estelar Este proceso fısicamentese atribuye a transiciones electronicas donde los fotones que producen el continuo cedensu energıa siendo en algunos casos la energıa necesaria para que electrones de los atomospresentes en la nube realicen transiciones a un nivel de mayor energıa generando ası undecaimiento en el continuo con la presencia de lıneas de absorcion Sin embargo estosno son los unicos procesos fısicos que pueden influir en el cambio del continuo de unafuente por ejemplo en galaxias con un nucleo activo como huesped se presentan procesosde excitacion generados por la colision de los atomos debidos a las altas temperaturas enla vecindad del disco de acrecion generando un exceso de fotones que se ven reflejadoscon lıneas de emision que se superponen en el continuo de la fuente en la direccion deobservacion

Al obtener el espectro de un nucleo activo se posee informacion de la fuente fotoionizanteresponsable del continuo y sobre el la superposicion de las lıneas de emision El problemadel espectro observado radica en la presencia de lıneas de absorcion que por su naturale-za provienen de la formacion estelar de la zona circundante al nucleo y que contaminanla informacion proveniente del nucleo activo Se hace entonces necesario minimizar laformacion estelar de este espectro mediante modelos matematicos de espectros estelaressemejantes a fin de sustraerlas del espectro original y tener solamente informacion de lafuente

Los modelos matematicos que permiten determinar las propiedades fısicas (edad meta-licidad e historia de la formacion estelar) con base en el continuo y lıneas emitido poruna galaxia consisten en reproducir un espectro integrador mediante la combinacion li-neal de espectros individuales de varias estrellas tomadas de una amplia librerıa (Sprinrad

3

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

amp Taylor 1970 Faber 1972 Pritchet 1977 Pickles 1985) Modelos mas recientes se ba-san en dos metodos de sıntesis de poblacion estelar El primero de ellos es la Sıntesis dePoblacion Estelar Evolutiva (SPEE) que realiza una comparacion de los datos de galaxiascon modelos estelares que siguen una lınea de tiempo producidos por la combinacion debibliotecas de evolucion estelar espectros estelares con funcion de masa inicial (FMI1) ehistoria quımica definida (Arimoto y Yoshii 1987 Guiderdoni y Rocca-Volmerange 1987Bressan et al 1993 Fioc y Rocca-Volmerange 1997 Vazdekis 1999 Bruzual y Char-lot 2003 Le Borgne et al 2003) El segundo metodo es la Sıntesis de Poblacion EstelarSemi-Empırica (SPESE) en la que se reproducen el continuo las lıneas de emision y laslıneas de absorcion con la combinacion lineal de sistemas simples de observaciones de altaresolucion con caracterısticas conocidas como metalicidad masa y edad (Bica 1988 Pe-lat 1997 Cid Fernandes et al 2001 Moultaka et al 2004) y avances teoricos (Prugnielamp Soubiran 2001 Le Borgne et al 2003 Bruzual SCharlot 2003 Bertone et al 2004Gonzalez Delgado et al 2004) reunidas en librerias las de como Vazdekis (1999) y LeBorgne et al (2004) entre otras

Los dos metodos se apoyan tambien en el tipo de datos analizados por ejemplo existenanalisis por colores (Wood 1966) por anchos equivalentes en la lınea de absorcion porındice espectral (Worthey 1994 Kauffmann et al 2003) y por caracterısticas de emisiontanto estelar como nebular (Leitherer et al 1995 Schaerer amp Vacca 1998 Mas-Hesse ampKunth 1991 Kewley et al 2001)

Un resultado claro de la sintesis espectral en el optico es la historia y evolucion de laformacion estelar de las galaxias tipo ULIRG2 que para el caso del sistema en colisionArp220 fue obtenida mediante el codigo Starlight (Cid Fernandes et al 2005) y pos-teriormente confirmada con el codigo Confit (Tadhunter et al 2005 Rodrıguez Zaurınet al 2007) y la obtencion de un chi-cuadrado χ2 entre las observaciones y los modelosde poblaciones estelares simples (J Rodrıguez Zaurın et al 2008) Con la obtencion dela sıntesis de la poblacion estelar del sistema Arp220 fue posible clasificar la poblacionestelar dominante en la region nuclear del sistema y confirmar con la literatura el origende la gran luminosidad de las ULIRG asociada a la interaccion entre galaxia y galaxia

El trabajo de J Rodrıguez Zaurın motiva a realizar una investigacion orientada ahora agalaxias tipo LIRGs3 del universo local (z le 02) como el sistema en fusion NGC6240que tiene una luminosidad de 3 5 times 1011 L en el infrarrojo (Yun amp Carilli 2002) y escatalogado como un nucleo activo (DePoy et al 1986)

1Funcion de Masa Inicial es una funcion de prueba que permite calcular cuanta masa puede tener unaestrella

2Galaxias ultraluminosas infrarrojas (ULIRGs) Untraluminous Infrared Galaxies con luminosidadLIR gt 1012L

3Galaxias luminosas infrarrojas (LIRGs) Luminous Infrared Galaxies con luminosidades entre LIR =1011 minus 1012L

INDICE DE FIGURAS 4 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

El objetivo de este trabajo consistio en recalibrar las lıneas de emision de los espectrosdel sistema NGC6240 que se encuentran contaminadas por las lıneas de absorcion pro-venientes de la formacion estelar de los espectros obtenidos por Rosa Gomez Delgadoinvestigadora adscrita al Instituto Astrofısico de Andalucia (IAA) mediante la obtencionsintetica de la componente estelar utilizando el codigo de sıntesis espectral Starlight ybases espectrales de Bruzual amp Charlot Para desarrollar este trabajo se llevo a cabo unarevision de los fundamentos de la espectroscopıa los cuales estan descritos en el primercapıtulo de este trabajo una caracterizacion del objeto con base en los reportes de laliteartura capıtulo dos y un analisis de la logica del codigo de sıntesis espectral Starlighta fin de encontrar los espectros que mejor reproducen el espectro original de NGC6240utilizando la biblioteca BC03 capıtulos tres y cuatro

Una vez se definio la base y la estructura del codigo se realizo una reduccion del espectrooriginal obteniendo un espectro caracterizado para las seis zonas mas cercanas al nucleoactivo y utilizadas como espectros de entrada en el codigo Starlight Para cada una de laszonas fue posible obtener el espectro sintetico de la poblacion estelar permitiendo carac-terizar la formacion estelar y a su vez recalibrar las lıneas de emision en sus flujos luegode la sutraccion de la componente estelar sintetica de cada zona del sistema NGC6240

INDICE DE FIGURAS 5 Marıa E Rojas A

CAPITULO 1

Fundamentos de Espectroscopıa

La constante agitacion de los atomos y moleculas al interior de materia que se encuentraa una temperatura superior a 3K ocasiona que esta emita radiacion termica ası cuandoun cuerpo se encuentra a una temperatura mayor que la temperatura de su entorno estese enfriara muy rapido debido a que la energıa de emision (del cuerpo) es mayor que laenergıa de absorcion (su entorno) este proceso ocurre hasta que se alcanza el equilibriotermico con el medio La radiacion emitida se puede analizar mediante el uso de un es-pectrometro el cual permite estimar la temperatura de un cuerpo y la composicion defrecuencias de la radiacion termica emitida Esta tecnica se denomina espectrometrıa

La informacion que se obtiene del estudio espectroscopico permite clasificar los cuerpossegun las caracterısticas de la emision que recibe un receptor en la direccion de observa-cion En la figura 11 se puede observar que a medida que el espectro descrito en la ley decuerpo negro de Planck viaja por el medio se presentan alteraciones en su forma segunla direccion de observacion es ası como para un observador A el continuo que provienede un objeto al atravesar un medio de menor temperatura presenta una disminucion enla intensisdad de la radiacion en la longitud de onda asociada a la transicion electronicagenerando lo que se conoce como lınea de absorcion mientras que un observador en ladireccion B recibe una intensidad de radiacion en una longitud de onda especıfica aso-ciada a una transicion electronica debida a la emision de un foton reflejado en lo que seconoce como lınea de emision Ambos procesos permiten interpretar las caracterısticasdel elemento quımico que se encuentra en el medio atmosfera o nube interestelar

En el presente capıtulo se presenta una breve revision de los conceptos inherentes a laespectroscopıa observacional

6

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

En+1

En

I()

I()

I()

Estrella A

B

Figura 11 Representacion de los procesos de emision y absorcion

11 Fundamentos

Espectro Continuo Representa la intensidad de radiacion de un cuerpo con relaciona la longitud de onda El comportamiento de la radiacion fue descrito por Plancken 1900 como la radiacion de cuerpo negro

ρT (ν)dν =8πν2

c3

ehνκT minus 1 (11)

donde ρT (ν) es el numero de fotones por unidad de volumen existente entre lafrecuencia ν y ν + dν h es la constante de Planck h = 663 times 10minus34 Jtimess κ laconstante de Boltzmann κ = 1 38 times 10minus23JK ν la frecuencia y T la temperaturaabsoluta y c la velocidad de la luz

En esta descripcion la energıa esta cuantizada es decir los atomos y las moleculassolo pueden tener unidades discretas de energıa E = hν y cada valor de energıarepresenta un estado cuantico diferente Atomos y moleculas emiten o absorbenenergıa en paquetes discretos tambien llamados fotones los cuales son emitidoscuando cambian de estado cuantico

Transicion electronica Proceso responsable del cambio de estado cuantico de unatomo o molecula El estado cuantico mas bajo puede ser el fundamental y losestados cuanticos altos los estados excitados Entonces una transicion electronica

11 FUNDAMENTOS 7 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

de un estado cuantico menor a un estado mayor esta asociado a una absorcionde un foton que produce la lınea de absorcion sobre el continuo Sin embargo elestado de excitacion por lo general es de corta duracion produciendo una transicionelectronica en sentido contrario de un estado cuantico mayor a uno de estado menorproduciendo la emision de un foton asociada a la desexcitacion y vista con una lıneade emision en una direccion arbitraria figura 12

Estados excitados

Estado Fundamental

Absorcioacuten

E

Emisioacuten

Figura 12 Transiciones entre los niveles de energıa

Perfil de Lınea Es el nombre que recibe la lınea espectral que observacionalmen-te no es infinitamente delgada sino que presenta un ensanchamiento que fısica ymatematicamente se explica a partir de

1 Ensanchamiento natural relacionado con el principio de incertidumbre de Hei-senberg ∆E∆t = ~ donde ~ es la simplificacion de h

2πsiendo h la contante de

PlanckEl Ensanchamiento natural es la medida de la energıa correspondiente a unatransicion en un tiempo t Matematicamente se expresa como

∆λ asymp λ2

2πc

(1

∆ti+

1

∆ti

) (12)

donde el diferencial energıa es Efoton = hcλ siendo c la velocidad de la luz

se considera del orden de 10minus6A

11 FUNDAMENTOS 8 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

2 Ensanchamiento Doppler debido a que en la nube de gas algunos atomos sealejan y otros se acercan al observador la contribucion total de radiacion sepuede desplazar al rojo y al azul como consecuencia del movimiento del gas enrotacion y se conoce como corrimiento al rojo (y al azul) z definido ası

z =λobservada minus λemitida

λemitida=

∆λ

λemitida= plusmn|vr|

c

donde vr es la velocidad radial en terminos de la velocidad mas probable en ladistribucion de Maxwell- Boltzman asociada a la temperatura local (T ) como

vr =

radic2κT

m

siendo κ la constante de Boltzmann y m la masa Por tanto el ancho de la lınease ve ensanchado matematicamen ası

∆λ =2λemitida

c

radic2κT

m (13)

3 Ensanchamiento colisional asociado a la interaccion de los atomos que se en-cuentran sometidos a altas presiones donde los niveles energeticos son altera-dos por los iones o electrones del ambiente ampliando la lınea debido a la altaprobabilidad de choque con atomos adyacentes Tal ensanchado esta dado por

∆λ =λ2

c

ησ

π

radic2κT

m (14)

donde 1ησ

es trayectoria libre media para colisiones

Entonces una transicion electronica se presenta en un intervalo de frecuenciasν = ∆E

h donde la intensidad de radiacion varıa en la vecindad de una frecuen-

cia central ν0 y se describe a traves de una funcion de probabilidad medianteun perfil de Lorentz o un perfil Gaussiano figura 13

Ancho equivalente (Wλ) es el ancho medido en A de una caja rectangular quecontiene un area igual a la contenida por un perfil de lınea espectral o el areamedida entre el nivel del continuo normalizado a la unidad con referencia cero

Wλ =

intfo(λ)minus fc(λ)

fc(λ)dλ (15)

donde fc(λ) es el flujo del continuo y fo(λ) es el flujo observado medido en A (figura14)

11 FUNDAMENTOS 9 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

F (υ)υο

Inte

nsid

ad d

e ra

diac

ioacuten

φ(υ)

Perfil de Lorentz

Perfil Gaussiano

Figura 13 Representacion grafica de un perfil de lınea

Ancho total a la mitad de la altura (FWHM por sus siglas en ingles) es el anchomedido a la mitad de la altura entre el continuo y el maximo del perfil de lınea y semiden en en A figura 14

Flujo Instantaneo es la energıa por unidad de tiempo que atraviesa un area dSobtenida al integrar la densidad de flujo espectral en todas las frecuencias posibles

F =

int π2

0

int 2π

0

I cos θ sen θdθdφ = πI (16)

siendo I la intensidad total emitida uniformemente en todas las direcciones Unaunidad de medida son los Janskys (10minus26 W mminus2 Hzminus1)

Luminosidad Se define como la energıa por unidad de tiempo emitida por una fuenteluminosa en todas las direcciones es decir en un angulo solido de 4π esteroradianesEn una radiacion isotropica la luminosidad se expresa como

L = 4πR2F (17)

donde F es la densidad de flujo que pasa a traves de una superficie que rodea lafuente luminosa a una distancia R por segundo su unidad de medida son ergs sminus1El termino 4π R2 corresponde al area superficial de la fuente luminosa obtenida dederivar el volumen de la esfera con respecto al radio

11 FUNDAMENTOS 10 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

FWHM

F2

F

120582[Å] 0

119865120582

W

0

FWHM

Figura 14 Representacion grafica de FWHM (Ancho total a la mitad de la altura porsus siglas en ingles)

Luminosidad Especıfica es la energıa en una frecuencia ν emitida por una fuentepor segundo

Lν = 4πR2Fν (18)

12 Espectros Astrofısicos

El espectro de una estrella o una galaxia contiene un continuo proveniente de la fuente yun espectro de lıneas superpuesta sobre el proveniente de las nubes en la vecindad de lafuente Todas las caracterısticas fısicas de estas nubes se adquieren con la interpretacionde las propiedades de las lıneas En el cuadro 11 se encuentran registradas las lıneas deemision y absorcion mas reportadas en la literatura con sus longitudes de onda especıficasen ellas sobresalen las lıneas de hidrogeno (serie de Balmer) lıneas de helio neutro lıneasde hierro doblete hidrogeno lınea de calcio ionizado (K) y la lınea del calcio neutro entreotras

En la figura 15 se observa el espectro de la galaxia NGC224 catalogada como una ga-laxia normal (Peimbert M amp Torres-Peimbert S 1981 Shuder J M Osterbrock DE1981 y Filippenko A V amp Sargent W L W 1988) en donde es posible encontrarlıneas anchas en las lıneas de Hα y Hβ asociadas a la alta velocidad del gas de la zonacentral

12 ESPECTROS ASTROFISICOS 11 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ [A] Lınea λ [A]

[O II] 3726032 [O III] 4958900

He I 3820000 [O III] 5006840

[NeIII] 3868760 C-C 5165000

K Ca-II 3933000 Fe II 5197570

H Ca-II 3968000 [O I] 6300304

HeI 4026000 [O I] 6363776

[S II] 4068600 [N II] 6548050

Fe II 4178862 Hα 6562819

Hδ 4101740 [N II] 6583460

Hγ 4340471 [S II] 6716440

Hβ 4861300 [S II] 6730810

Cuadro 11 Lıneas de absorcion y emision reportadas en la literatura

13 Nucleos Activos de Galaxias

Las galaxias con un nucleo activo (AGNs por sus siglas en ingles) son aquellas galaxiasque contienen una fuente central muy compacta altamente luminosa y emisoras de uncontinuo de gran cantidad de energıa y la presencia de intensas lıneas de emision El mode-lo que mejor describe las caracterısticas observadas en los AGNs es el Modelo Unificadoen donde se plantea que cada AGN contiene un agujero negro supermasivo en la regıoncentral (M amp 109M) y un disco de acrecion fuente del intenso continuo radiado Masdistante existe una region a la cual se le asocia la emision de lıneas denominada region delıneas anchas (BLR con vFWHM gt 100Kms) y mas distante una region de lınea delgadas(NLR con vFWHM lt 100Kms) rodeando un toro oscurecedor

Existen diferentes tipos de AGNs debido al registro de emision entre los que sobresalen

Galaxias Seyfert Objetos que presentan un nucleo brillante con lıneas de emisionproducidas por atomos en un amplio rango de ionizacion Un analisis espectral per-mitio categorizar estos AGNs en dos tipos Seyfert tipo 1 en donde se observan lıneasde emision anchas y Seyfert tipo 2 en donde se observan lıneas de emision estrechasestas galaxias se identifican segun la orientacion de observacion

Quasars AGNs que debido a sus distancias se observan como objetos muy brillantescon halos difusos estas son galaxias tıpicas en los primeros estadıos del universoaunque se encuentren tambien en el universo local

13 NUCLEOS ACTIVOS DE GALAXIAS 12 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

F λ[1

0-14

cm-2s-

1 Å-1]

0

2

4

6

8

λ[Å]3500 4000 4500 5000 5500

NGC224

Figura 15 Galaxia normal NGC224 fuente NED

LINERs (del ingles Low-Ionization Nuclear Emission-line Region) estas galaxiasson de baja luminosidad y sus espectros se asemejan a una tıpica galaxia Seyfert 2

En la figura 16 se presenta un espectro caracterıstico de un nucleo activo en el se puedeobservar que el continuo no responde a la ley de cuerpo negro y que ademas la intensidadde las lıneas de emision es superior a la intensidad de las lıneas de absorcion

F λ[1

0-17

cm-2s-

1 Å-1]

0

500

1000

1500

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Mkr699

Figura 16 Galaxia con nucleo activo MRK 0699 fuente SDSS

En algunas galaxias con nucleos activos tambien es posible encontrar intensa formacionestelar en la vecindad del AGN o en los brazos de la estructura huesped Esta actividadde formacion incrementa la emision en el infrarojo de manera que tambien se puedenclasificar como

13 NUCLEOS ACTIVOS DE GALAXIAS 13 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

LIRGs Galaxias Luminosas en el Infrarrojo (por su siglas en ingles Luminous In-frared Galaxies) con luminosidades L sim 1011L

ULIRGs Galaxias Ultra Luminosas en el Infrarrojo (por su siglas en ingles UltraLuminous Infrared Galaxies) presentan luminosidades L gt 1012L

Starburst galaxias que presentan una tasa de formacion estelar muy alta en un cortoperiodo de tiempo de la galaxia

13 NUCLEOS ACTIVOS DE GALAXIAS 14 Marıa E Rojas A

CAPITULO 2

Sistema NGC6240

NGC6240 (IC4625 UGC10592 MCG00-43-004 VV617 Psk1650+024) es un par inte-ractuante entre una galaxia elıptica y una galaxia ultraluminosa (IRAS 16504 0228)Fosbury amp Wall (1979) con dos nucleos en la region central Fried amp Schulz H (1983)Se encuentra a una distancia de 98 Mpc con ascension recta en 16h 52m 589s y declina-cion +02 24

prime03

primeprime desplazandose con una velocidad promedio de 7339 km sminus1

La morfologıa del sistema presenta una alteracion debida a la interaccion sin embargoSchulz et al (1993) detecta por primera vez la presencia de dos nucleos en la region cen-tral que segun las imagenes en el rojo de Dopita M A et al (2002) presentan fuertescolas de marea asociadas a la fusion hecho que llevo a catalogarla como un sistema demorfologıa compleja Observaciones en el optico han establecido que la separacion entrelos dos nucleos es de aproximadamente 16

primeprime(08 kpc) (Scoville NZ et al 2000) en

sentido norte-sur siendo el nucleo sur el mas brillante mientras que observaciones enradio calculan una separacion de 14

primeprime (Carral Turner amp Ho 1990) con una velocidad

de dispersion entre ellos de 229 km s minus1 (Tecza et al 2000 Genzel et al 2001)

El sistema NGC6240 posee una metalicidad aproximada de una decima solar (Oliva ampOriglia 1998) y es una fuente infrarroja ultraluminosa en donde el 99 de la lumino-sidad es bolometrica en el infrarrojo (Wright et al 1984 Soifer et al 1984) con unaluminosidad aproximada de 3 5times 1011 L (Yun amp Carilli 2002) de donde se estima queen un 50 a 75 es proveniente de un starburst (Genzel et al 1998 Rigopoulou etal 1999 Laurent et al 2000 Lutz et al 2003) mientras que el restante 25 o 50 proviene de la luminosidad del nucleo activo (Komossa et al 2003 Iwasawa amp Comastri1998 Vignati et al 1999 Iwasawa 1999 Matt 1999) derivado de los analisis en rayos Xen la lınea de emision de FeK a 64 keV para ambos nucleos y en la emision del continuo

15

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

a 100 keV

Un analisis del espectro en el optico muestra una fuerte emision en la lınea de [O III]y una debil emision en la lınea [O II] en el nucleo sur que se contrasta con una debilemision en la lınea [O III] y una fuerte emision en la lınea de [O II] del nucleo norteBarbieri C et al (1993) El espectro de NGC 6240 se destaca ademas por la relacionentre la lıneas de emision del hidrogeno molecular y la emision de [Fe II] en 164 micras(Becklin et al 1984 Rieke et al 1985 DePoy et al 1986) siendo la emision de Hα masfuerte al noroeste de la galaxia en contraste con la emision en el rojo al norte y al oestedel sistema El continuo puede ser descrito por modelos de absorcion con una instensidadaproximada de 650 mJy (Van Driel Wet al (2000)) debida a la emision nuclear directa(Vignati et al 1999 Netzer et al 1998)

Los estudios en el optico muestran que la emision de Hα se puede ver afectadas por laabsorcion asociada a la formacion estelar este hecho se refleja en la clasificacion paraeste sistema dentro de la taxonomıa de las galaxias activas ya que que su espectro sepuede clasificar como el de una galaxia con una region nuclear emisora de baja ionizacion(LINER) o Seyfert 2 (Kewley et al 2001 Goldader et al 1997a 1997b Kim et al 1995Veilleux et al 1995)

Existen varios estudios espectroscopicos del infrarrojo (IR) en la literatura (Doyon et al1994 Lester et al 1994) que muestran diferencias en la naturaleza de la poblacion estelarse considera que la poblacion estelar joven es la dominante del sistema Oliva et al (1999)

Otros estudios reportan poca actividad de H2O (Braatz et al 1997) sin embargo se con-firma la presencia de un perfil de absorcion en OH Baan et al (1985 1992) en dondealrededor de la mitad del flujo se concentra en una gruesa estructura de disco ubicadaentre el IR y el radio con una velocidad de 800 km sminus1 y un ancho total de lınea de 1400km sminus1 que revelan la complejidad de la dinamica de gases en este sistema debida a lagran perdida de masa que se aproxima a 500 M anominus1

Las recientes observaciones de NGC6240 realizado por el Satelite Chandra permitieroninvestigar el difuso halo galactico gracias a la emision de rayos X blandos en una regionde 110 times 80 kpc donde el gas tiene una temperatura aproximada de 75 millones deKelvin con una densidad estimada de 25 times 10minus3cmminus3 una masa total de 1010M unaluminosidad de 4 times 1041erg sminus1 y una metalicidad menor a 0 1Z Un analisis espectralespacialmente resuelto revela variaciones en la emision en Hα lo que implica un enri-quecimiento uniforme por parte de las supernovas de tipo II La evidencia observacionalapunta al aumento de la formacion de estrellas dentro de una gran abundancia de gasEmanuele Nardiniet al (2013)

16 Marıa E Rojas A

CAPITULO 3

Codigo de Sıntesis Espectral

Los astronomos han desarrollado algunos metodos para obtener informacion sobre la com-posicion de las estrellas y galaxias Uno de ellos es el analisis e interpretacion de los estadoselectronicos de los iones atomos y moleculas de las atmosferas de las estrellas y medio in-terestelar pertenecientes a una galaxia los cuales son reproducidos matematicamente a finde obtener espectros integrados que reconstruyen el espectro sintetico de la galaxia Hoyse tienen dos escuelas que describen la llamada sıntesis de poblacion estelar Evolutiva ySemi-empirıca En la primera escuela la sıntesis se obtiene al reproducir un biblioteca deespectros a partir de condiciones fısicas hipoteticas como historia de formacion estelarevolucion quımica y funcion de masa inicial sin embargo hay incertidumbre sobre las con-diciones fısicas reales de cada biblioteca En la segunda escuela la sıntesis es el resultadode una combinacion lineal de espectros de estrellas yo aglomerados con incertidumbre enla capacidad de las bases estelares para reproducir las condiciones diversas de las galaxiasGomes (2005)

El Dr Roberto Cid Fernandes desarrollo en 2005 un codigo de sıntesis mediante el al-goritmo Metropolis-Markov llamado Starlight Spectral Synthesis Code -Starlight el cualcombina linealmente elementos de bases estelares construidas a partir de observaciones yelementos de bases de poblaciones estelares simples teoricas con edad metalicidad y masadesarrolladas por Bruzual amp Charlot (2003) En este capıtulo se presenta la configuracionde las propiedades fısicas matematicas y computacionales del codigo Starlight

17

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

31 Modelo Fısico - Matematico

En la sıntesis espectral el espectro de una galaxia se compone de una combinacion linealde espectros de poblaciones estelares dentro de un espacio finito ξN con N componentesy elementos Lj(λ) (j = 1 N) Cada Lj es un espectro que depende de la poblacionestelar en un intervalo de longitud de onda λ La ecuacion principal del modelo de sıntesisespectral es

M(λ) =Nsumj=1

xjLj(λ) (31)

donde xj es el coeficiente de expansion y M(λ) es el espectro modelado de salida Laecuacion 31 puede expresarse como

M(λ)

M(λ0)=

Nsumj=1

xj

(Lj(λ)

Lj(λ0)

) (32)

donde se introduce la condicion de normalizacionsumN

j=1 xj = 1 que se cumplira en lalongitud de onda λ0 Ademas es posible interpretar que

M(λ) es el espectro modelo de prueba que a diferencia del espectro observado O(λ)puede consistir de unicamente lıneas de absorcion y un continuo

λ0 es la longitud de onda normalizada M(λ0) y Lj(λ0) son los valores del modelo

y espectro de la poblacion estelar j en λ0 Para este caso se considera λ0 = 4020 A

xj es el flujo monocromatico de la componente j en λ0 en el espacio ξN con extincionAV Al conjunto minusrarrx equiv (x1 xN) se llama el vector de poblacion e indica en lapractica la fraccion de luz debido a cada elemento N Por lo general esto no sumael 100 de la contribucion de luz

Lj(λ) es la poblacion estelar j del espacio ξN que comprende un elemento de labase Cada uno corresponde a una caracterıstica astrofısica bien definida (edad (tj)

metalicidad (Zj)) asociada a Lj medida en unidades L Aminus1 M

Para hacer un analisis funcional con el objeto de encontrar las relaciones del coeficiente xjes necesario una interpretacion matematica de los dos primeros items y una interpretacionfısica de los dos ultimos ası

1 Producto Interno como las funciones del espacio ξN son analıticas es necesariogarantizar que estas cumplan una relacion de ortogonalidad y ortornormalidad enun intervalo [a b] con respecto a una funcion de peso ε(λ) es decir

(Lm(λ) Ln(λ)) =

int b

a

Lm(λ)times Ln(λ)times ε(λ)dλ = Cmnδmn

31 MODELO FISICO - MATEMATICO 18 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

donde δmn es el delta de Kronecker y Cmn es una constante entonces si δmn es 1para todos los m y n se dice que el conjunto es ortonormal Por tanto

Nsumj

xj = 1 (33)

2 Extincion no se tiene en cuenta en el modelo Se sabe que la luz al atravesarun medio interestelar de gas o polvo presenta fenomenos de absorcion o dispersioncausando el llamado enrojecimiento del espectro el cual debe ser previamente co-rregido

3 Dispersion de velocidad es un proceso fısico debido a la dinamica estelar y estarelacionado con el corrimiento Doppler Ası el efecto neto sera el ensanchamiento delas lıneas de absorcion en el espectro observado (Oλ) efecto que debe ser corregidopreviamente

Incorporando las anteriores consideraciones la ecuacion 32 para un modelo fısico resulta

M(λ)

M(λ0)=

Nsumj=1

xj

(Lj(λ)

Lj(λ0)

)r(λ)otimesG(v σ) (34)

donde

r(λ) equiv 10minus04(AλminusAλ0) es el termino de extincion Aλ es la extincion del polvo en la

longitud de onda λ y Aλ0 es el enrojecimiento en la longitud de onda normalizadaλ0 En este trabajo se asume que la curva de extincion es similar a la de nuestragalaxia por eso se utilizara la ley de extincion de Cardelli et al (1989) Ademas seasume que todas las componentes estelares es decir cada elemento de la base sufreel mismo enrojecimiento AV

G(v σ) es una distribucion gaussiana de velocidades centrada en v con amplitudde dispersion σ Los espectros de base (L1(λ) LN) son convoluıdos1 (sımbolootimes) con G(v σ) para tener el ancho de las lıneas de absorcion y emision de M(λ)debidos a la cinematica estelar

1La convolucion transforma un espectro F (λ) a un espectro I(λ) dado por

I(λ) =

int +infin

minusinfinF

(λprime =

λ

1 + vc

)G(v v σ)dv (35)

31 MODELO FISICO - MATEMATICO 19 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

32 Modelo Computacional

La herramienta computacional que permitio realizar los calculos con la ecuacion 34 seencuentra disponible en wwwstarlightufscbr El codigo realiza una descomposicion deun espectro observado O(λ) sobre una base de espectros de poblaciones estelares simplescomo una combinacion lineal encontrando el mejor ajuste de M(λ) con relacion a O(λ)El ajuste a O(λ) se realiza a traves de la tecnica derivada de la mecanica estadısticaconocida como Simulated Annealing utilizada para encontrar los parametros mınimosmediante el algoritmo Metropolis - cadenas de Markov

χ2 equiv χ2 (minusrarrx M(λ0) Av v σ)) =

λfsumλi

(O(λ)minusM(λ))2 ω(λ)2 (36)

donde ω(λ)2 = eminus1λ es la funcion de peso expresada como la mascaraerror en cada λ

siendo cero para las longitudes de onda con flujos falsos o lıneas enmascardas λi es la lon-gitud de onda inicial y λf la longitud final de la suma en la funcion de χ2 Cid Fernandeset al (2004)

El ajuste se realiza en cuatro etapas

1 Primeros ajustes (First Fits FF) Hace un amplio barrido del espacio de parametros

Programa de enfriamiento el algoritmo pasa a traves de la base N disminu-yendo la temperatura iniciando desde la mas caliente hasta un valor mınimode temperatura definido en el archivo de configuracion siguiendo la funcionde probabilidad de Boltzmann y utilizando el criterio Metropolis planteado enCid Fernandes et al (2004b)

Adaptacion de la funcion peso Ajusta el peso de forma dinamica segun laeficiencia de las temperaturas aceptadas Cid Fernandes et al (2004b)

Criterios de convergencia centralizado en el valor adimensional el cual dacuenta de la convergencia de las cadenas asociado a cada elemento de la baseGelman y Rubin et al (1992)

Parametros cinematicos se define un valor para v y σ que se mantiene cons-tante en todo el algoritmo Metropolis Cid Fernandes et al (2004b)

2 Correcciones (Clip amp Refit) permite comprobar el peso asignado a cada punto res-pecto al espectro de entrada estableciendo el NSIGMA de ajuste

3 Apropiacion (Burn-In) es considerada la ultima etapa de Starlight ya que tomatodas las cadenas de Markov construidas en el paso anterior que tengan mayorpeso para encontrar ası el mejor ajuste de un espectro de entrada respecto a cadacadena

32 MODELO COMPUTACIONAL 20 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

4 Ultimos ajustes (EX0) desecha los componentes irrelevantes de la base N y afina elajuste generando el archivo de salida

33 Bases Espectrales

Una base espectral utiliza poblaciones estelares simples (SSPs) representadas mediantecumulos de estrellas que nacen a partir de una misma nube de gas con composicion quı-mica homogenea a traves de una formacion estelar intensa y caracterizada por tener unaedad y metalicidad bien definida

Definir las componentes N de la base es de vital importancia para que los resultadostengan alguna conexion con la realidad por ejemplo si se desea identificar la edad delas componentes estelares de una galaxia es necesario que la base precise dentro de susparametros la edad o metalicidad de cada N

331 Construccion de una Poblacion Estelar Simple (SSPs)

El metodo para generar la base de poblaciones estelares contiene tres componentes prin-cipales

1 Observaciones reunidas en bibliotecas estelares de espectros Estas varıan segun latemperatura y la luminosidad de las estrellas de acuerdo con las regiones que sepueden establecer en el diagrama Hertzsprung-Russell (HR)

2 Modelos teoricos de trayectorias evolutivas Estas predicen como serıa la evolucionde las estrellas en un diagrama HR que aportan a la formalizacion de una poblacionestelar

3 Funcion de masa inicial (FMI) φ(m) Pondera el numero de estrellas de masa entrem y m + dm independiente del tiempo y normalizada como

intmφ(m)dm = 1

El espectro de una estrella de masa m que depende de la longitud de onda λ la metali-cidad Z y la edad tprime definido por I(λm t

prime Z) en luminosidades solares [L] y con untiempo de vida τ(m) se define como

I(λm tprime Z) =

f(λm t

prime Z) si tprime le τ(m)

0 si tprime gt τ(m)(37)

donde f es una funcion de λm tprime y Z

Ahora se define

Ψ(tprime) tasa de formacion estelar

33 BASES ESPECTRALES 21 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Z(tprime) ley de enriquecimiento quımico

si se tiene una nube de gas con formacion estelar donde despues de un tiempo de vidat se tienen varias estrellas de distintas masas con edad tprime se debe satisfacer la relaciontprime le t ya que las estrellas no pueden ser mayores que el sistema Sin embargo las estre-llas con edades tprime nacieron en un tiempo t minus tprime donde la tasa de formacion estelar y elenriquecimiento quımico son diferentes de las actuales

El numero de estrellas con edad entre tprime y tprime+dtprime y masas entre m y m+dm en un tiempot esta dada por

dN(t) = Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdtprime (38)

Si la metalicidad esta dada por Z(tminus tprime) la suma de los espectros de las estrellas de edadentre tprime y tprime + dtprime y de masas entre m y m+ dm en el tiempo t es

I total(λm tprime Z(tminus tprime)) = I(λm t

prime Z(tminus tprime))times dN(t)

I total(λm tprime Z(tminus tprime)) = I(λm t

prime Z(tminus tprime))Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdtprime (39)

El espectro total en el tiempo t teniendo en cuenta todas las estrellas con masas entre ellımite inferior de las masas estelares (Mupp) y el lımite superior de masas estelares (Mlow)es

I(λ t) =

int t

0

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(tminus tprime))Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdt

prime (310)

Esta es la ecuacion general para crear un espectro l(λ t) de poblaciones estelares sujetoa una tasa de formacion estelar y a un enriquecimiento quımico determinado Por tantopara formar una poblacion estelar simple con una metalicidad Z y una edad t bien definidasolamente es necesario establecer Ψ(tminus tprime) como

Ψ(tminus tprime) = C times δ(tminus tprime) (311)

donde C es una constante de dimensiones [C] equiv [M] y δ(t minus tprime) equiv [anominus1] Luego laecuacion 310 se reemplaza por

I(λ t) =

int t

0

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(tminus tprime))Cδ(tminus tprime)φ(m)dmdt

prime (312)

Por tanto el espectro con una metalicidad definida en un tiempo tprime = 0 es

I(λ t) = C

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(0))φ(m)dm (313)

Con una poblacion estelar simple es posible generar los elementos de la base a partir dela ecuacion 313 como

33 BASES ESPECTRALES 22 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

L(λ t Z(0)) =I(λ t)

C

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(0))φ(m)dm (314)

L(λ t Z(0)) puede ser llamado Lj(λ) cuando t = tj y Z(0) = Zj con unidades [Lminus1Mminus1

]Por lo tanto el termino Lj(λ) se puede expresar como

Lj(λ) asympsumi

I(mi tj Z(j))φ(mi)∆mi donde τ(mi) le tj (315)

indicando que para calcular Lj(λ) se suman los espectros individuales de estrellas de unabiblioteca estelar dada a lo largo de una edad tj y metalicidad Zj por una funcion de masainicial

332 Modelos de Poblaciones Estelares Simples

Los espectros de las estrellas Lj(λ) se agrupan en diferentes modelos de poblaciones es-telares simples (SSPs) difiriendo en el conjunto de bibliotecas estelares y requerimientosevolutivos pero todos utilizan la funcion de masa de Chabrier (2003)

Υ(logm) prop

exp[minus

(logm minus logmc)2

2σ2

] si m le 1M

mminus13 si m gt 1M

(316)

con mc = 0008 y σ = 0069 Esta funcion de masa indica la cantidad de estrellas en unintervalo logarıtmico de masa 2

Los modelos utilizados son

STELIB (Stellar Library) contiene 249 estrellas observadas entre 3200A - 9500A yresolucion espectral de 3A (Le Borgne et al 2003)

2 podemos reemplazar φ(m) con la condicion de normalizacionint Mupp

Mlow

mΥ(logm)d logm = 1 (317)

con d logm

dm= 1

m ln 10 = d logm

dm= log e

m tenemos

log e

int Mupp

Mlow

Υ(logm)dm =

int Mupp

Mlow

mφ(m)dm = 1 (318)

por tanto

φ(m) = log eΥ(logm)

m (319)

33 BASES ESPECTRALES 23 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Nombre Metalicidad [Z] Fuente

Padova 1994 0001ndash 010 Alongi et al (1993)

Bressan et al (1993)

Fagotto et al (1994a)

Fagotto et al (1994b)

Girardi et al (1996)

Padova 2000 00004 ndash003 Girardi et al (2000)

Geneva 002 Schaller et al (1992)

Charbonnel et al (1996)

Charbonnel et al (1999)

Cuadro 31 Trayectorias Evolutivas usadas en BC03 Fuente BC03

MILES (A Medium Resolution INT Library of Empirical Spectra) Contiene 985estrellas observadas entre 3200A - 7500A y resolucion media de 23A (Sanchez-Blazquez et al 2006)

Granada contiene 1654 espectros estelares compuestos con modelos de atmosferaestelar entre 3000A - 7000A y resolucion espectral de 03A (Martins et al 2005)

Bruzual amp Charlot (2003 BC03) Contiene 26 modelos de base con SSPs calculadosutilizando trayectoria evolutiva de Padova 1994 (Alongi et al 1993 Bressan et al1993 Fagotto et al 1994 Girardi et al 1996) cada base contiene 221 espectros dealta resolucion con edades desde t = 0 a t = 20 Giga anos en un rango de 3200A -9500A en unidades de LAminus1 Mminus1

13 de estas SSPS utilizan la FMI de Chabrier(2003) con Mlow = 01 M y Mupp = 100 M normalizados a una masa total de1M en las estrellas a la edad t = 0 las otras 13 SSPs son analogos Salpeter

Para este trabajo se adapto la base de poblaciones estelares simples de la biblioteca deBruzual e Charlot (2003 BC03) que se basa en trayectorias evolutivas y en bibliotecasde espectros estelares descritas en la tabla 31 32 y 33 La mayorıa de los resultadospublicados de Starlight usan este modelo por su amplia gama en edades y metalicidades

Para reproducir la formacion estelar de NGC6240 se utiliza una base que contiene 200SSPs con edades entre 2 times 106 y 13times1010 anos con resolucion de 3A en un rango de3200A a 9500A para las metalicidades de 02Z (m42) 04Z (m52) 1Z (m62) y 25Z(m72) con rutas evolutivas de Padova 1994 libreria STELIB 2003 y funcion masa inicialde Chabrier (2003) mostrados en el cuadro anexo 71 y visualizados en la figura 31 Ca-da una de las figuras representa una metalicidad de la base con sus respectivos 50 SSPscorrespondientes a diferentes edades En ellas es posible observar que los espectros se

33 BASES ESPECTRALES 24 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Nombre Tipo Intervalo de Resolucion Intervalo de Fuente

longitud de onda metalididad

BaSeL teorica 91 A a 160 micro m 300 105Z a 10Z Kurucz (1995 pc)

Bessel et al (1989)

Bessel et al (1991)

Fluks et al (1994)

Allard amp Hauschidt (1995)

Rauch (2002)

STELIB observacional 3200A a 9500A 2000 - 20 lt[FeH] lt050 Le Borgne et al (2003)

Pickles observacional 1205A a 25 micro m 500 Z Pickles (1998)

Fanelli et al (1992)

Cuadro 32 Bibliotecas de espectros estelares de BC03 Fuente BC03

Nombre Calibracion Fuente

BaSeL 10 teorica Lejeune et al (1997)

Lejeune et al (1998)

BaSeL 22 semi-empırica Lejeune et al (1997)

Lejeune et al (1998)

BaSeL 31 semi-empırica Westera (2000)

Padova 2000 00004 a 003 Westera et al (2002)

Cuadro 33 Diferentes calibraciones basadas BaSeL Fuente BC03

33 BASES ESPECTRALES 25 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

distribuyen desde la poblacion estelar de mayor temperatura en la parte superior hastalas mas frıas en la parte inferior cada espectro se encuentra calibrado por flujo y sonnormalizados a la unidad de masa solar (M)

Otra caracterıstica de la base BC03 es que no reproduce las lıneas de emision observadaspor lo tanto solo es posible reproducir las lıneas de absorcion debidas a la formacionestelar Es entonces donde el codigo requiere enmascarar o definir rangos de longitud deonda que correspondan a las lıneas de emision con el fin de aumentar la sensibilidaddel ajuste y encontrar ası la componente de absorcion que puede estar siendo opacadapor las lıneas de emision del mismo intervalo Para este trabajo se utiliza la mascarageneral dispuesta dentro del codigo adaptada en la tesis doctoral Natalia Vale Asari(2005) donde se enmascaran la lıneas de emision mas fuertes La mascara esta basada enlos trabajos de Gonzalez-Delgado et al (1995) Pastoriza et al(1993) Benjamin et al(1999) y Zhang et al (2005) y en regiones problematicas de la base de Bruzual y Charlot(2003) asociadas a efectos turbulentos entre 6845A - 6945A y entre 7550A - 7725A y laregion entre 7165A -7210A debida a errores sistematicos La mascara general detallada sepuede ver en la tabla anexa 72

33 BASES ESPECTRALES 26 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

02 Z∘

Log(L λ)[L ∘Å-

1 M∘-

1 ]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

04 Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

file=357911131415171921232527293133353639414345474951535557596163

(a) (b)Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

file=357911131517192123252729313335373941434547495153555759

25Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

y136y135y132y131y130y129y128y127y125y122y121y120y119y118y117y116y115y114y109y106y98y95y94y93y92y90y88y89y97y86y85y84y83y81y59y58y57y56y55y54x51y51y49x48y48y47y46y40y39

(c) (d)

Figura 31 Espectros de SSPs del modelo BC03 Bruzual amp Charlot 2003 para diferentesmetalicidades (a) 02Z (m42) (b) 04Z (m52) (c) 1Z(m62) (d) 25Z(m72) cadametalicidad contiene 50 SSPs con edades entre 2times 106 y 13times 1010 anos Resolucion de3A

33 BASES ESPECTRALES 27 Marıa E Rojas A

CAPITULO 4

Extraccion y Analisis de Espectros

El espectro original se obtuvo con el espectrografo ISIS del telescopio William Herschel de4 2m (WHT) instalado en la Palma (Canarias) utilizando las configuraciones R300B -CCD EEV 12 y R316R - CCD MARCONI2 para los brazos azul y rojo respectivamenteentre 3000A- 5000A y 5000A - 7800A con una escala de 149 segundos de arcomm alo largo de la hendidura El espectro fue cedido por la doctora Rosa Gomez Delgadodel Instituto de Astrofısica de Andalucia Los detalles de la observacion se encuentranregistrados en la tabla 41

Fecha Brazo CCD+gratting Slit PA Slit width (arcsec) texp[sec]

20050910 Red MARCONI2+R316R 88593063 1237020 900

20050909 Blue EEV12+R300B 88620857 1237020 900

Cuadro 41 Resumen de las observaciones espectroscopicas de NGC6240

41 Reduccion

En un espectro obtenido con una apertura donde no es posible identificar cual es lazona espacialmente localizada se hace necesario encontrar la orientacion espacial a fin deajustar la imagen espectral respecto a una imagen fotografica de orientacion conocida Estareorientacion fue realizada por Rosa Gomez Delgado y Mario A Higuera G con rutinas deIRAF (Image Reducction and Astronomical Facilities ver httpwwwirafcom) tomandocomo imagen fotografica de referencia la dispuesta en la base del Telescopio EspacialHubble (HST) ver httphubblesiteorggallery

28

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Figura 41 Reduccion espectral para el filtro Rojo separacion espacial fuente Mario AHiguera G

Un vez reorientado el espectro original se realizo una separacion de la cantidad de luzque paso a traves de la apertura del instrumento para los filtros rojo y azul a lo largodel rango espacial definido En la apertura espacial aparecen todas las fuentes de emisionpresentes en el momento del registro Al visualizarlas con la rutina apall de IRAF figura41 se separan las regiones de estudio

El analisis permito identificar y reducir seis zonas en total para cada filtro que al sersuperpuestas con la imagen fotografica espacial de NGC6240 se distiguieron ası zona Inucleo del sur zona II proximidad hacia el sur de la zona I zona III proximidad hacia elnorte del registro fotografico zona IV nucleo del norte zona V seccion intermedia entrelos dos nucleos y finalmente la zona VI estrella de calibracion

De todas las zonas se obtuvo un espectro para cada filtro estos fueron normalizados ypromediados con el fin de dar unicidad y ası permitir visualizar un espectro del visible enun rango entre 3200A y 7200A para todas las zonas Los espectros obtenidos se corrigieronpor Doppler (z = 0024480 NED ver httpnedipaccaltechedu) y exceso de colorasociado al polvo segun Cardelli et al (1989) en donde

E(BminusV ) = minus232 log

(Rint

Robs

)siendo Rint = 31 y Robs =HαHβ la relacion de flujos previamnete calibados de las lıneasHα y Hβ medidos por tecnica de separacion en LINER1

1LINER herramienta computacional del reporte interno de Richard W Pogge la cual utiliza una

41 REDUCCION 29 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Figura 42 Imagen fotografica del HST de NGC6240

Los espectros al final de la reduccion que se utilizaron para este trabajo se presentan enla figura 43

Al realizar el analisis de cada una de las zonas reducidas se encuentra que las zonas Iy IV presentan espectros asociados a nucleos activos las zonas II y III corresponden alas regiones adyacentes de estos nucleos que debido a su baja razon senal-ruido no serananalizadas en este trabajo la zona V corresponde a la zona intermedia debida a la fuertecomponente estelar presente en el espectro y finalmente la zona VI presenta un espectrocaracterıstico de una estrella identificada en la imagen fotografica que se utiliza comopatron de referencia figura 42

tecnica que define un continuo arbitrario sobre el cual es posible marcar el centro esperado de una lıneasobre un espectro esto permite adquirir los valores de λ centro de lınea FWHM ancho equivalente yflujo de las lıneas tanto de emision como de absorcion

41 REDUCCION 30 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

0

2eminus13

4eminus13

6eminus13

8eminus13

λ[Å]4000 5000 6000

Zona I

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

0

2eminus16

4eminus16

6eminus16

8eminus16

1eminus15

12eminus15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona II

(a) (b)

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

minus2eminus16

minus1eminus16

0

1eminus16

2eminus16

3eminus16

4eminus16

λ[Å]3000 4000 5000 6000 7000

Zona III

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

0

5eminus14

1eminus13

15eminus13

2eminus13

25eminus13

3eminus13

35eminus13

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona IV

(c) (d)

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

minus1eminus16

0

1eminus16

2eminus16

3eminus16

4eminus16

5eminus16

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona V

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

2eminus17

4eminus17

6eminus17

8eminus17

1eminus16

12eminus16

λ[Å]4000 5000 6000 7000

ZonaVI

(e) (f)

Figura 43 Espectros reducidos del visible para NGC6240 (a) Zona I (b) Zona II (c)Zona III (d) Zona IV (e) Zona V (f) Zona VI

41 REDUCCION 31 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

42 Caracterizacion

Los espectros de las zonas I y IV son caracterizados por los valores de λ centro de lıneaFWHM ancho equivalente y flujo de las lıneas de absorcion y emision los cuales se puedenobservar en las tablas 42 y 43 para cada zona respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259856 141934 121105 932365

He I lowast 3820000 38243220 240649 -368885 -331320

[Ne III] 3868760 38665283 196365 960760 849525

K-Ca II lowast 3933000 39298906 825863 -438132 -378235

H-Ca II lowast 3968000 39671277 970000 -270968 -230588

He I 4026000 40302915 870264 207639 172326

[S II] 4068600 40671338 613711 167254 136787

Fe II 4178862 41774009 188631 0157450 0123046

Hδ 4101740 41114917 365668 0608985 0489181

Hγ 4340471 43366045 920191 176589 128710

Hβ 4861300 48590737 156186 132648 538800

[O III] 4958900 49586538 303193 112192 394091

[ OIII] 5006840 50054878 217619 263052 856364

C-C lowast 5165000 51681416 204788 -181874 -0543207

Fe II 5197570 51986562 182212 770700 227194

Na-I(D) lowast 5892000 58881143 119381 -971280 -202980

[O I] 6300304 62998452 208984 297493 540325

[O I] 6363776 63638130 213094 886981 157329

[N II] 6548050 65467163 236476 372079 629095

Hα 6562819 65614551 236476 988640 172153

[N II] 6583460 65830864 236476 950283 194036

[S II] 6716440 67180718 184565 402939 743104

[S II] 6730810 67330210 184565 288223 514382lowast Lınea de absorcion

Cuadro 42 Lıneas identificadas en la Zona I de NGC6240

En la caracterizacion de las dos zonas sobresale una significativa emision de Hβ [OIII]5007A Hα y [NII] 6585A asociadas a la formacion estelar o actividad del nucleo galacticoTambien es posible observar la presencia de lıneas de emision de HeI [OI] en conjuntocon la serie de Balmer Ası mismo fue posible medir la lınea de emision [OII] en 3727Ajunto con las lıneas de H-Ca K-Ca

42 CARACTERIZACION 32 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3728815 37295811 139871 980735 752002

[Ne III] 3868760 38702319 202032 129640 988668

K-Ca II lowast 3933000 39331504 649803 -303453 -241752

H-Ca II lowast 3968000 39680195 689754 -287500 -234462

G-banda lowast 4301000 43048105 301566 -703450 -553622

Hγ 4340471 43404194 808685 104001 0771791

Hβ 4861300 48625376 157743 105704 477370

[O III] 4958900 49602510 204316 867190 374412

[O III] 5006840 50088350 156499 203541 858706

C-C lowast 5165000 51694761 221025 -478236 -186147

[O I] 6300304 62999092 223367 346819 593403

[O I] 6363776 63637612 260837 125170 209970

[N II] 6548050 65507192 180655 374786 791877

Hα 6562819 65663501 180655 788344 165570

[N II] 6583460 65867407 180655 101594 211693

[S II] 6716440 67188540 132432 320833 634206

[S II] 6730810 67328965 185795 414013 81368lowast Lınea de absorcion

Cuadro 43 Lıneas identificadas en la Zona IV de NGC6240

42 CARACTERIZACION 33 Marıa E Rojas A

CAPITULO 5

Espectroscopıa Sintetica

Ajustada la sintesis de poblacion estelar inherente al codigo Starlight se estudio la galaxiaNGC6240 y se obtuvieron propiedades fısicas tales como la composicion estelar a lo largode la historia de la formacion estelar de la galaxia bajo la biblioteca de Bruzual y Char-lot (2003) parametros cineticos como extincion por polvo AV y el vector de poblacionestelar en terminos de una fraccion de luz(xj) obtenidos con la interprestacion del porcen-taje de formacion estelar sintetica y las caracterısticas de las lıneas de absorcion obtenidas

51 Sıntesis espectral

Con el fin de encontrar la sintesis de la poblacion estelar de los dos nucleos del sistema encolision NGC6240 se ejecuto el codigo Starlight para las zonas en las que era posible vi-sualizar la regiones centrales de cada nucleo zonas I y IV Con estos espectros de entradase ejecutaron las combinaciones lineales de la base de Bruzual y Charlot (2003) para lasmetalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z individualmente con esto se identificaron laspoblaciones estelares que contribuıan en la reproduccion sintetica de cada zona Con baseen estos resultados parciales finalmente se construyo la base que mejor representa cadazona respectivamente Esta contiene 200 poblaciones estelares con edades entre 2 times 106

y 13times1010 anos resolucion de 3A en un rango de 3200A a 9500A con metalicidades de02Z 04Z 1Z y 25Z rutas evolutivas de Padova 1994 libreria STELIB y funcionmasa inicial de Chabrier (2003)

La busqueda del mejor ajuste entre el espectro de entrada y el espectro de salida se centroen disminuir al maximo el valor de la relacion [chi2Nleff ] la cual relaciona el valor delχ2 de cada valor de λ Otro valor que se tuvo en cuenta fue la desviacion media porcentual

34

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

de todos los pıxeles con relacion al espectro de entrada [adev( )] los mejores valores seregistraron en la tabla 51

Parametro Zona I Zona IV

[chi2Nleff ] 137545 113193

[adev( )] 638644 446156

Cuadro 51 Calidad del ajuste de Starlight

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

Figura 51 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral I de NGC6240 (trazo negro)

Los espectros de la formacion estelar logrados con este ajuste se muestran en las figuras51 y 52 en donde el trazo rojo representa la formacıon estelar asociada al espectro deentrada representado con el trazo negro de las zonas I y IV respectivamente

En estas figuras se puede observar una componente de absorcion sintetica por cada lıneade emision observada del espectro de entrada como es el caso de las lıneas en la longitudde onda de 3740A 3796A 3837A 3887A 3933A 3969A 4098A 4338A 4100A 4339A4860A 6548A las cuales corresponde a transiciones electronicas conocidas y definidas enel cuadro 11

51 SINTESIS ESPECTRAL 35 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

ObservadoSinteacutetico

Figura 52 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral IV de NGC6240 (trazo negro)

51 SINTESIS ESPECTRAL 36 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

52 Sustraccion espectral

Un vez definida la formacion estelar de cada una de la zonas espectrales se realizo unasustraccion de la formacion estelar asociada a cada zona con el fin de descontaminar elespectro de emision del nucleo activo filtrando ası un espectro de mejores caracterısticasel cual es posible observar en el trazo azul de las figuras 53 y 54

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 53 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral I de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral I de NGC6240 (negro)obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z(b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 37 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 54 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral VI de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral IV de NGC6240(negro) obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Zy 25Z (b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 38 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

53 Caracterizacion espectral

Cada uno de los espectros se caracterizo con la identificacion de todas las lıneas de emisionpresentes en ellas una vez realizada la sustraccion mediante un ajuste de tipo gaussianodefinido en un continuo aleatorio en el software LINER siendo posible obtener el centrode lınea el ancho total a la mitad de la altura (FWHM) y el flujo total visualizados enlas tablas 53 y 53 para las zonas I y IV respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259714 145056 273839 953139

H11 3770630 37686479 440904 425545 149716

H10 3797898 37960681 401993 326624 112110

H9 3835384 38334482 367421 376538 124836

[Ne III] 3868760 38685388 179806 168928 541474

K Ca-II lowast 3933000 39294148 131932 -206818 -623528

H Ca-II 3968000 39691155 446669 468596 135456

He I 4026000 40263750 264590 900988 244257

[S II] 4068600 40721025 240745 173767 446216

Hδ 4101740 40978579 169919 276703 688289

Hγ 4340471 43382275 130266 353231 612874

Hβ 4861300 48594336 151258 -677140 792772

[O III] 4958900 49571484 182238 -129678 227669

[O III] 5006840 50056445 189935 -360470 737521

Fe II 5197570 51990830 217043 -909013 291244

[O I] 6300304 62998164 236848 -365105 644235

[O I] 6363776 63634268 280102 -542065 239085

[NII] 6548050 65466426 250518 -330128 652055

Hα 6562819 65614375 250518 -114643 186725

[N II] 6583460 65836201 250518 -195511 214778

[S II] 6716440 67192485 222886 -472177 102774

[S II] 6730810 67358408 222886 -280570 502474lowast Lınea de absorcion

Cuadro 52 Lıneas de Emision Zona I de NGC6240

531 Clasificacion de NGC6240

Para clasificar a NGC6240 entre los tipos de nucleo activo descritos en la literatura seutilizo las razones de flujo para la ubicacion de este sistema en el diagrama BPT (Bald-win Phillips amp Terlevich 1981) descrito en Cid Fernandes et al (2010) como la mejorseparacion entre galaxias tipo Seyfert LINER y de formacion estelar fuerte mediante la

53 CARACTERIZACION ESPECTRAL 39 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[ O I] 3726032 37296033 143969 -221934 787713

[Ne III] 3868760 38706140 118089 -233171 399531

K Ca-II lowast 3933000 39330952 120923 341232 -383848

S II 4076349 40792864 693475 913706 854107

Hδ 4101742 41004019 936462 679737 301683

Fe II lowast 4303176 43052456 192020 -119689 -283858

Hγ 4340471 43394087 100879 155567 419237

Hβ 4861300 48617803 144197 -647377 680787

[O III] 4958900 49606152 172003 -194691 316305

[O III] 5006840 50090156 161854 -479744 914152

[O I] 6300304 63029087 178476 -155210 621454

[O I] 6363776 63667563 189027 334244 199334

[N II] 6548050 65512285 184697 -152528 896611

Hα 6562819 65665557 184697 -1004495E+06 173249

[N II ] 6583460 65869326 184697 711567 217207

[S II] 6716440 67182754 122346 -459232 516263

[S II] 6730810 67316655 212515 -152349 100130lowast Lınea de absorcion

Cuadro 53 Lıneas de Emision Zona IV de NGC6240

relacion de los flujos de las lıneas de emision de Hα Hβ [NII]λ6584 y [OIII]λ5007 enlog([NII]λ6584 Hα) y log([OIII]λ5007Hβ) que para el caso de la region VI es

log([NII]λ6584 Hα) =020

y

log([OIII]λ5007 Hβ) =-028

lo que ubica a NGC6240 en el diagrama BPT dentro de las galaxia tipo LINER en con-cordancia con el catalogo de Veron-Cetty de (2006)

54 Propiedades fısicas de NGC6240

Los parametros derivados del mejor modelo de la sıntesis permiten adicionalmente calcu-lar y encontrar algunas propiedades fısicas de la galaxia tabla 54 A partir de cada unode estos parametros fue posible asociar las siguientes propiedades

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 40 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Parametro Definicion Zona I Zona IV

[summinus of minus xj( )] Vector de poblacion estelar 9422336 9897032

[Miniminus tot] Fraccion de masa 846570E+02 706677E+03

[Mcor minus tot] Logaritmo de la masa estelar [M] 613714E+02 363687E+03

[v0minusmin(kms)] -11323 -13292

[vdminusmin(kms)] 4700 8439

[AV minusmin(mag)] Atenuacion del polvo [magnitud] -10000 -10000

Cuadro 54 Calidad del ajuste de Starlight

Zona OSP IPS YPS

I 0 176488 765745

IV 06582 355544 614753

Cuadro 55 Porcentaje de formacion estelar sintetica de NGC6240 poblacion estelar joven(YSPs) t le 0 1 Giga anos poblacion estelar con edad intermedia (ISP) 0 1 lt tISP le 2Giga anos la poblacion estelar con edad superior (OSP) 125 Giga ano Rodrıguez ZaurınJ et al (2008)

EdadLa interpretacion del termino [summinus of minus xj( )] vector poblacion xj discutido enla seccion 31 permitio clasificar la poblacion estelar sintetica en i poblacion estelarjoven (YSPs) con componentes estelares de edad t le 0 1 Giga ano ii poblacionestelar con edad intermedia (ISP) con componentes de edad entre 0 1 lt tISP le 2Giga ano y iii poblacion estelar con edad superior (OSP) con componentes de edadmayor que 12 5 Giga ano Rodrıguez Zaurın J et al (2008) Es entonces como alrealizar un tabulacion de este vector en la sıntesis de NGC6240 se puede concluirque mas del 60 de la poblacion estelar corresponde a poblacion estelar joven elporcentaje de cada componente segun la zona se especifica en la cuadro 55

MetalicidadEl porcentaje de las metalicidades empleadas para reproducir el sistema NGC6240fueron tabulados en el cuadro 56 Se puede concluir que existe una contribucion depoblacion estelar de tipo frıo K o M ya que la metalicidad de este tipo de poblacioneses aproximadamente cero mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para lazona IV pertenecen a poblaciones mas calientes de tipo espectral O y M

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 41 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Zona 02Z( ) 04Z( ) 1Z( ) 25Z( )

I 219 3618 5583 00002

IV 1289 4501 4105 0

Cuadro 56 Porcentaje de la metalicidad media en la sıntesis de NGC6240

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 42 Marıa E Rojas A

CAPITULO 6

Conclusiones

Del mapeo de la galaxia NGC 6240 se logro extraer un espectro de buenas caracte-rısticas correspondiente a las zonas I y IV las cuales responden a las zonas espacialesde los nucleos de la galaxia mientras que para las demas zonas es necesario aunrealizar algunas reducciones con mayor detalle para lograr ası eliminar el alto ruidopresente en los espectros

Sobre los espectros espacialmente definidos se realizo una extraccion que permitioidentificar las lıneas de emision y absorcion presente en la zonas I y IV

Con base en la combinacion de las bases de poblaciones estelares de Bruzual GCharlot S (2003) se construyo un espectro sintetico de buenas caracterısticas conla ejecucion de Spectral Synthesis Code -Starlight Cid Fernandes R (2005) en laszonas I y IV

Se realizo una sustraccion entre el espectro observado y el espectro sintetico a fin deeliminar la componente de absorcion asociada con la formacion estelar reproducidacon el espectro sintetico obtenido dando origen a una tabla de flujos reales de lıneasde emision que no habıan sido posible medir debido a la superposicion de las lıneasde absorcion asociadas a la actividad de formacion estelar de la galaxia huesped

La poblacion estelar presente en el espectro sintetico de NGC 6240 segun la literaturade Rodrıguez Zaurın J (2008) es una poblacion estelar joven con edades entret le 0 1 Giga ano con un porcentaje del 765745 en la zona I y 614753 enla zona IV La poblacion estelar con edad intermedia entre 0 1 lt tISP le 2 Gigaano presentan un porcentaje mas bajo del 176488 y 355544 en las zonas I yIV respectivamente Mientras que la poblacion estelar mayor de 125 Giga ano notienen asociado ningun porcentaje en la contribucion del espectro sintetico

43

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Existe una poca contribucion de poblacion estelar de tipo frıo K o M en NGC6240ya que la metalicidad de este tipo de poblaciones es aproximadamente cero en lasıntesis espectral mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para la zona IVpertenecen a poblaciones jovenes de tipo espectral O y M

44 Marıa E Rojas A

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CAPITULO 7

Anexos

SSP Edad [anos] Z Mstar

bc2003-hr-m42-chab-ssp-032spec 000174e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-034spec 000191e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-051spec 000417e9 000400 09666

bc2003-hr-m42-chab-ssp-052spec 000437e9 000400 09622

bc2003-hr-m42-chab-ssp-053spec 000457e9 000400 09579

bc2003-hr-m42-chab-ssp-054spec 000479e9 000400 09534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-055spec 000501e9 000400 09488

bc2003-hr-m42-chab-ssp-070spec 001000e9 000400 08862

bc2003-hr-m42-chab-ssp-073spec 001148e9 000400 08752

bc2003-hr-m42-chab-ssp-074spec 001202e9 000400 08716

bc2003-hr-m42-chab-ssp-075spec 001259e9 000400 08680

bc2003-hr-m42-chab-ssp-076spec 001318e9 000400 08644

bc2003-hr-m42-chab-ssp-077spec 001380e9 000400 08608

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51

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

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bc2003-hr-m72-chab-ssp-125spec 028612e9 005000 06618

bc2003-hr-m72-chab-ssp-126spec 032103e9 005000 06566

bc2003-hr-m72-chab-ssp-127spec 036020e9 005000 06514

bc2003-hr-m72-chab-ssp-128spec 040415e9 005000 06461

bc2003-hr-m72-chab-ssp-129spec 045347e9 005000 06410

bc2003-hr-m72-chab-ssp-130spec 050880e9 005000 06356

bc2003-hr-m72-chab-ssp-131spec 057088e9 005000 06302

bc2003-hr-m72-chab-ssp-132spec 064054e9 005000 06253

bc2003-hr-m72-chab-ssp-133spec 071870e9 005000 06196

bc2003-hr-m72-chab-ssp-134spec 080640e9 005000 06143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-135spec 090479e9 005000 06088

bc2003-hr-m72-chab-ssp-201spec 1500000e9 005000 04972

bc2003-hr-m72-chab-ssp-204spec 1575000e9 005000 04960

bc2003-hr-m72-chab-ssp-214spec 1825000e9 005000 04924

bc2003-hr-m72-chab-ssp-218spec 1925000e9 005000 04908

Cuadro 71 Base N

57 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

3416 3436 [Ne v] 34260

3718 3735 [O II] 37260

3720 3737 [O II] 37288

3796 3802 H10 37979

3833 3841 H90 38354

3862 3871 [Ne III] 38691

3882 3891 H8 HeI 38890

3961 3973 [Ne III] 39678

3961 3974 Hε 39701

4024 4030 He I 40262

4067 4070 [S II] 40686

4095 4107 Hδ 41017

4332 4346 Hγ 43405

4469 4475 He I 44715

4854 4868 Hβ 48613

4947 4968 [O III] 49589

4998 5019 [O III] 50068

5009 5022 He I 50157

5156 5164 [Fe VII] 51584

5193 5202 [N I] 51991

5267 5274 [Fe III] 52704

5868 5883 He I 58756

6296 6303 [O I] 63003

6303 6315 [S III] 63121

6355 6372 [O I] 63638

6538 6591 [N II] 65480

6547 6576 Hα 65628

6575 6591 [N II] 65835

6667 6681 He I 66782

6710 6743 [S II] 67164

6718 6743 [S II] 67308

7061 7072 He I 70652

Continua en la pagina siguiente

58 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

7125 7142 [Ar III] 71358

7315 7329 [O II] 73195

7320 7335 [O II] 73302

6845 6945 BC03 lowastlowast7165 7210 BC03 lowastlowast7550 7725 BC03 lowastlowast5880 5906 NaD 5890 lowast lowast lowast9059 9079 [S III] 90690

lowast Lınea de emision

lowastlowast Region en la problematica Bruzual y Charlot (2003)

lowast lowast lowast Absorcion del medio interestelar en 5896A

Cuadro 72 Mascara General desarrollada por NataliaVale Asari (2005) para Starlight

59 Marıa E Rojas A

  • Acroacutenimos
  • Introduccioacuten
  • Fundamentos de Espectroscopiacutea
    • Fundamentos
    • Espectros Astrofiacutesicos
    • Nuacutecleos Activos de Galaxias
      • Sistema NGC6240
      • Sistema NGC6240
      • Coacutedigo de Siacutentesis Espectral
        • Modelo Fiacutesico - Matemaacutetico
        • Modelo Computacional
        • Bases Espectrales
          • Construccioacuten de una Poblacioacuten Estelar Simple (SSPs)
          • Modelos de Poblaciones Estelares Simples
              • Extraccioacuten y Anaacutelisis de Espectros
                • Reduccioacuten
                • Caracterizacioacuten
                  • Espectroscopiacutea Sinteacutetica
                    • Siacutentesis espectral
                    • Sustraccioacuten espectral
                    • Caracterizacioacuten espectral
                      • Clasificacioacuten de NGC6240
                        • Propiedades fiacutesicas de NGC6240
                          • Conclusiones
                            • Bibliografiacutea
                              • Anexos
Page 6: Espectroscop a estelar sint etica, aplicaciones astrof sicas · con modelos estelares que siguen una l nea de tiempo, producidos por la combinacion de bibliotecas de evolucion estelar,

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

A mi famila a mi madre y a aquel que todo love

Bogota 2015

v Marıa E Rojas A

Indice general

Acronimos 1

Introduccion 3

1 Fundamentos de Espectroscopıa 611 Fundamentos 712 Espectros Astrofısicos 1113 Nucleos Activos de Galaxias 12

2 Sistema NGC6240 15

Sistema NGC6240 15

3 Codigo de Sıntesis Espectral 1731 Modelo Fısico - Matematico 1832 Modelo Computacional 2033 Bases Espectrales 21

331 Construccion de una Poblacion Estelar Simple (SSPs) 21332 Modelos de Poblaciones Estelares Simples 23

4 Extraccion y Analisis de Espectros 2841 Reduccion 2842 Caracterizacion 32

5 Espectroscopıa Sintetica 3451 Sıntesis espectral 3452 Sustraccion espectral 3753 Caracterizacion espectral 39

vi

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

531 Clasificacion de NGC6240 3954 Propiedades fısicas de NGC6240 40

6 Conclusiones 43Bibliografıa 45

7 Anexos 51

INDICE GENERAL vii Marıa E Rojas A

Indice de cuadros

11 Lıneas de absorcion y emision reportadas en la literatura 12

31 Trayectorias Evolutivas usadas en BC03 Fuente BC03 2432 Bibliotecas de espectros estelares de BC03 Fuente BC03 2533 Diferentes calibraciones basadas BaSeL Fuente BC03 25

41 Resumen de las observaciones espectroscopicas de NGC6240 2842 Lıneas identificadas en la Zona I de NGC6240 3243 Lıneas identificadas en la Zona IV de NGC6240 33

51 Calidad del ajuste de Starlight 3552 Lıneas de Emision Zona I de NGC6240 3953 Lıneas de Emision Zona IV de NGC6240 4054 Calidad del ajuste de Starlight 4155 Porcentaje de formacion estelar sintetica de NGC6240 4156 Porcentaje de la metalicidad media en la sıntesis de NGC6240 42

71 Base N 5772 Mascara General 59

viii

Indice de figuras

11 Representacion de los procesos de emision y absorcion 712 Transiciones entre los niveles de energıa 813 Representacion grafica de un perfil de lınea 1014 Representacion grafica de FWHM (Ancho total a la mitad de la altura por

sus siglas en ingles) 1115 Galaxia normal NGC224 fuente NED 1316 Galaxia con nucleo activo MRK 0699 fuente SDSS 13

31 Espectros de SSPs del modelo BC03 Bruzual amp Charlot 2003 para dife-rentes metalicidades 27

41 Reduccion espectral para el filtro Rojo separacion espacial fuente MarioA Higuera G 29

42 Imagen fotografica del HST de NGC6240 3043 Espectros reducidos del visible para NGC6240 31

51 Ajuste espectral sintetico de la formacion estelar zona espectral I de NGC6240 3552 Ajuste espectral sintetico de la formacion estelar zona espectral IV de

NGC6240 3653 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral I de NGC6240 3754 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral VI de NGC6240 38

ix

Acronimos

A amp A Astronomy and Astrophysics

AGN Active Galactic Nucleus

AJ Astronomical Journal

ApJ Astrophysical Journal

ApJS Astrophysical Journal Supplement

BH Black Hole

BLR Broad line Region

BPT Baldwin Philips amp Terlevich

ChJAampA Chinese Astronomy amp Astrophysics

FWHM Full Width Half Maximum

HST Hubble Space Telescope

IR Infrared

IRAS Infrared Astronomical Satellite

ISO Infrared Space Observatory

LINER Low-ionization Nuclear Emission-line Region

LIRG Luminous Infrared Galaxy

MNRAS Monthly Notices of the Royal Astronomical Society

NED (NASAIPAC EXTRAGALACTIC DATABASE

NLR Near-infrared

NLSy1 Narrow-line Radio Galaxy

SB Starburst

1

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SDSS Sloan Digital Sky Survey

SED Spectral Energy Distribution

SFR Star Formation Rate

Sy1 Seyfert 1

Sy2 Seyfert 2

ULIRG Ultraluminous Infrared Galaxy

INDICE DE FIGURAS 2 Marıa E Rojas A

Introduccion

El continuo generado por una fuente estelar o galactica en un rango de longitudes de ondaentre 3500 A a 6000 A presenta cambios en su forma al interactuar con una nube a me-nor temperatura como su propia atmosfera en el caso estelar Este proceso fısicamentese atribuye a transiciones electronicas donde los fotones que producen el continuo cedensu energıa siendo en algunos casos la energıa necesaria para que electrones de los atomospresentes en la nube realicen transiciones a un nivel de mayor energıa generando ası undecaimiento en el continuo con la presencia de lıneas de absorcion Sin embargo estosno son los unicos procesos fısicos que pueden influir en el cambio del continuo de unafuente por ejemplo en galaxias con un nucleo activo como huesped se presentan procesosde excitacion generados por la colision de los atomos debidos a las altas temperaturas enla vecindad del disco de acrecion generando un exceso de fotones que se ven reflejadoscon lıneas de emision que se superponen en el continuo de la fuente en la direccion deobservacion

Al obtener el espectro de un nucleo activo se posee informacion de la fuente fotoionizanteresponsable del continuo y sobre el la superposicion de las lıneas de emision El problemadel espectro observado radica en la presencia de lıneas de absorcion que por su naturale-za provienen de la formacion estelar de la zona circundante al nucleo y que contaminanla informacion proveniente del nucleo activo Se hace entonces necesario minimizar laformacion estelar de este espectro mediante modelos matematicos de espectros estelaressemejantes a fin de sustraerlas del espectro original y tener solamente informacion de lafuente

Los modelos matematicos que permiten determinar las propiedades fısicas (edad meta-licidad e historia de la formacion estelar) con base en el continuo y lıneas emitido poruna galaxia consisten en reproducir un espectro integrador mediante la combinacion li-neal de espectros individuales de varias estrellas tomadas de una amplia librerıa (Sprinrad

3

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

amp Taylor 1970 Faber 1972 Pritchet 1977 Pickles 1985) Modelos mas recientes se ba-san en dos metodos de sıntesis de poblacion estelar El primero de ellos es la Sıntesis dePoblacion Estelar Evolutiva (SPEE) que realiza una comparacion de los datos de galaxiascon modelos estelares que siguen una lınea de tiempo producidos por la combinacion debibliotecas de evolucion estelar espectros estelares con funcion de masa inicial (FMI1) ehistoria quımica definida (Arimoto y Yoshii 1987 Guiderdoni y Rocca-Volmerange 1987Bressan et al 1993 Fioc y Rocca-Volmerange 1997 Vazdekis 1999 Bruzual y Char-lot 2003 Le Borgne et al 2003) El segundo metodo es la Sıntesis de Poblacion EstelarSemi-Empırica (SPESE) en la que se reproducen el continuo las lıneas de emision y laslıneas de absorcion con la combinacion lineal de sistemas simples de observaciones de altaresolucion con caracterısticas conocidas como metalicidad masa y edad (Bica 1988 Pe-lat 1997 Cid Fernandes et al 2001 Moultaka et al 2004) y avances teoricos (Prugnielamp Soubiran 2001 Le Borgne et al 2003 Bruzual SCharlot 2003 Bertone et al 2004Gonzalez Delgado et al 2004) reunidas en librerias las de como Vazdekis (1999) y LeBorgne et al (2004) entre otras

Los dos metodos se apoyan tambien en el tipo de datos analizados por ejemplo existenanalisis por colores (Wood 1966) por anchos equivalentes en la lınea de absorcion porındice espectral (Worthey 1994 Kauffmann et al 2003) y por caracterısticas de emisiontanto estelar como nebular (Leitherer et al 1995 Schaerer amp Vacca 1998 Mas-Hesse ampKunth 1991 Kewley et al 2001)

Un resultado claro de la sintesis espectral en el optico es la historia y evolucion de laformacion estelar de las galaxias tipo ULIRG2 que para el caso del sistema en colisionArp220 fue obtenida mediante el codigo Starlight (Cid Fernandes et al 2005) y pos-teriormente confirmada con el codigo Confit (Tadhunter et al 2005 Rodrıguez Zaurınet al 2007) y la obtencion de un chi-cuadrado χ2 entre las observaciones y los modelosde poblaciones estelares simples (J Rodrıguez Zaurın et al 2008) Con la obtencion dela sıntesis de la poblacion estelar del sistema Arp220 fue posible clasificar la poblacionestelar dominante en la region nuclear del sistema y confirmar con la literatura el origende la gran luminosidad de las ULIRG asociada a la interaccion entre galaxia y galaxia

El trabajo de J Rodrıguez Zaurın motiva a realizar una investigacion orientada ahora agalaxias tipo LIRGs3 del universo local (z le 02) como el sistema en fusion NGC6240que tiene una luminosidad de 3 5 times 1011 L en el infrarrojo (Yun amp Carilli 2002) y escatalogado como un nucleo activo (DePoy et al 1986)

1Funcion de Masa Inicial es una funcion de prueba que permite calcular cuanta masa puede tener unaestrella

2Galaxias ultraluminosas infrarrojas (ULIRGs) Untraluminous Infrared Galaxies con luminosidadLIR gt 1012L

3Galaxias luminosas infrarrojas (LIRGs) Luminous Infrared Galaxies con luminosidades entre LIR =1011 minus 1012L

INDICE DE FIGURAS 4 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

El objetivo de este trabajo consistio en recalibrar las lıneas de emision de los espectrosdel sistema NGC6240 que se encuentran contaminadas por las lıneas de absorcion pro-venientes de la formacion estelar de los espectros obtenidos por Rosa Gomez Delgadoinvestigadora adscrita al Instituto Astrofısico de Andalucia (IAA) mediante la obtencionsintetica de la componente estelar utilizando el codigo de sıntesis espectral Starlight ybases espectrales de Bruzual amp Charlot Para desarrollar este trabajo se llevo a cabo unarevision de los fundamentos de la espectroscopıa los cuales estan descritos en el primercapıtulo de este trabajo una caracterizacion del objeto con base en los reportes de laliteartura capıtulo dos y un analisis de la logica del codigo de sıntesis espectral Starlighta fin de encontrar los espectros que mejor reproducen el espectro original de NGC6240utilizando la biblioteca BC03 capıtulos tres y cuatro

Una vez se definio la base y la estructura del codigo se realizo una reduccion del espectrooriginal obteniendo un espectro caracterizado para las seis zonas mas cercanas al nucleoactivo y utilizadas como espectros de entrada en el codigo Starlight Para cada una de laszonas fue posible obtener el espectro sintetico de la poblacion estelar permitiendo carac-terizar la formacion estelar y a su vez recalibrar las lıneas de emision en sus flujos luegode la sutraccion de la componente estelar sintetica de cada zona del sistema NGC6240

INDICE DE FIGURAS 5 Marıa E Rojas A

CAPITULO 1

Fundamentos de Espectroscopıa

La constante agitacion de los atomos y moleculas al interior de materia que se encuentraa una temperatura superior a 3K ocasiona que esta emita radiacion termica ası cuandoun cuerpo se encuentra a una temperatura mayor que la temperatura de su entorno estese enfriara muy rapido debido a que la energıa de emision (del cuerpo) es mayor que laenergıa de absorcion (su entorno) este proceso ocurre hasta que se alcanza el equilibriotermico con el medio La radiacion emitida se puede analizar mediante el uso de un es-pectrometro el cual permite estimar la temperatura de un cuerpo y la composicion defrecuencias de la radiacion termica emitida Esta tecnica se denomina espectrometrıa

La informacion que se obtiene del estudio espectroscopico permite clasificar los cuerpossegun las caracterısticas de la emision que recibe un receptor en la direccion de observa-cion En la figura 11 se puede observar que a medida que el espectro descrito en la ley decuerpo negro de Planck viaja por el medio se presentan alteraciones en su forma segunla direccion de observacion es ası como para un observador A el continuo que provienede un objeto al atravesar un medio de menor temperatura presenta una disminucion enla intensisdad de la radiacion en la longitud de onda asociada a la transicion electronicagenerando lo que se conoce como lınea de absorcion mientras que un observador en ladireccion B recibe una intensidad de radiacion en una longitud de onda especıfica aso-ciada a una transicion electronica debida a la emision de un foton reflejado en lo que seconoce como lınea de emision Ambos procesos permiten interpretar las caracterısticasdel elemento quımico que se encuentra en el medio atmosfera o nube interestelar

En el presente capıtulo se presenta una breve revision de los conceptos inherentes a laespectroscopıa observacional

6

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

En+1

En

I()

I()

I()

Estrella A

B

Figura 11 Representacion de los procesos de emision y absorcion

11 Fundamentos

Espectro Continuo Representa la intensidad de radiacion de un cuerpo con relaciona la longitud de onda El comportamiento de la radiacion fue descrito por Plancken 1900 como la radiacion de cuerpo negro

ρT (ν)dν =8πν2

c3

ehνκT minus 1 (11)

donde ρT (ν) es el numero de fotones por unidad de volumen existente entre lafrecuencia ν y ν + dν h es la constante de Planck h = 663 times 10minus34 Jtimess κ laconstante de Boltzmann κ = 1 38 times 10minus23JK ν la frecuencia y T la temperaturaabsoluta y c la velocidad de la luz

En esta descripcion la energıa esta cuantizada es decir los atomos y las moleculassolo pueden tener unidades discretas de energıa E = hν y cada valor de energıarepresenta un estado cuantico diferente Atomos y moleculas emiten o absorbenenergıa en paquetes discretos tambien llamados fotones los cuales son emitidoscuando cambian de estado cuantico

Transicion electronica Proceso responsable del cambio de estado cuantico de unatomo o molecula El estado cuantico mas bajo puede ser el fundamental y losestados cuanticos altos los estados excitados Entonces una transicion electronica

11 FUNDAMENTOS 7 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

de un estado cuantico menor a un estado mayor esta asociado a una absorcionde un foton que produce la lınea de absorcion sobre el continuo Sin embargo elestado de excitacion por lo general es de corta duracion produciendo una transicionelectronica en sentido contrario de un estado cuantico mayor a uno de estado menorproduciendo la emision de un foton asociada a la desexcitacion y vista con una lıneade emision en una direccion arbitraria figura 12

Estados excitados

Estado Fundamental

Absorcioacuten

E

Emisioacuten

Figura 12 Transiciones entre los niveles de energıa

Perfil de Lınea Es el nombre que recibe la lınea espectral que observacionalmen-te no es infinitamente delgada sino que presenta un ensanchamiento que fısica ymatematicamente se explica a partir de

1 Ensanchamiento natural relacionado con el principio de incertidumbre de Hei-senberg ∆E∆t = ~ donde ~ es la simplificacion de h

2πsiendo h la contante de

PlanckEl Ensanchamiento natural es la medida de la energıa correspondiente a unatransicion en un tiempo t Matematicamente se expresa como

∆λ asymp λ2

2πc

(1

∆ti+

1

∆ti

) (12)

donde el diferencial energıa es Efoton = hcλ siendo c la velocidad de la luz

se considera del orden de 10minus6A

11 FUNDAMENTOS 8 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

2 Ensanchamiento Doppler debido a que en la nube de gas algunos atomos sealejan y otros se acercan al observador la contribucion total de radiacion sepuede desplazar al rojo y al azul como consecuencia del movimiento del gas enrotacion y se conoce como corrimiento al rojo (y al azul) z definido ası

z =λobservada minus λemitida

λemitida=

∆λ

λemitida= plusmn|vr|

c

donde vr es la velocidad radial en terminos de la velocidad mas probable en ladistribucion de Maxwell- Boltzman asociada a la temperatura local (T ) como

vr =

radic2κT

m

siendo κ la constante de Boltzmann y m la masa Por tanto el ancho de la lınease ve ensanchado matematicamen ası

∆λ =2λemitida

c

radic2κT

m (13)

3 Ensanchamiento colisional asociado a la interaccion de los atomos que se en-cuentran sometidos a altas presiones donde los niveles energeticos son altera-dos por los iones o electrones del ambiente ampliando la lınea debido a la altaprobabilidad de choque con atomos adyacentes Tal ensanchado esta dado por

∆λ =λ2

c

ησ

π

radic2κT

m (14)

donde 1ησ

es trayectoria libre media para colisiones

Entonces una transicion electronica se presenta en un intervalo de frecuenciasν = ∆E

h donde la intensidad de radiacion varıa en la vecindad de una frecuen-

cia central ν0 y se describe a traves de una funcion de probabilidad medianteun perfil de Lorentz o un perfil Gaussiano figura 13

Ancho equivalente (Wλ) es el ancho medido en A de una caja rectangular quecontiene un area igual a la contenida por un perfil de lınea espectral o el areamedida entre el nivel del continuo normalizado a la unidad con referencia cero

Wλ =

intfo(λ)minus fc(λ)

fc(λ)dλ (15)

donde fc(λ) es el flujo del continuo y fo(λ) es el flujo observado medido en A (figura14)

11 FUNDAMENTOS 9 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

F (υ)υο

Inte

nsid

ad d

e ra

diac

ioacuten

φ(υ)

Perfil de Lorentz

Perfil Gaussiano

Figura 13 Representacion grafica de un perfil de lınea

Ancho total a la mitad de la altura (FWHM por sus siglas en ingles) es el anchomedido a la mitad de la altura entre el continuo y el maximo del perfil de lınea y semiden en en A figura 14

Flujo Instantaneo es la energıa por unidad de tiempo que atraviesa un area dSobtenida al integrar la densidad de flujo espectral en todas las frecuencias posibles

F =

int π2

0

int 2π

0

I cos θ sen θdθdφ = πI (16)

siendo I la intensidad total emitida uniformemente en todas las direcciones Unaunidad de medida son los Janskys (10minus26 W mminus2 Hzminus1)

Luminosidad Se define como la energıa por unidad de tiempo emitida por una fuenteluminosa en todas las direcciones es decir en un angulo solido de 4π esteroradianesEn una radiacion isotropica la luminosidad se expresa como

L = 4πR2F (17)

donde F es la densidad de flujo que pasa a traves de una superficie que rodea lafuente luminosa a una distancia R por segundo su unidad de medida son ergs sminus1El termino 4π R2 corresponde al area superficial de la fuente luminosa obtenida dederivar el volumen de la esfera con respecto al radio

11 FUNDAMENTOS 10 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

FWHM

F2

F

120582[Å] 0

119865120582

W

0

FWHM

Figura 14 Representacion grafica de FWHM (Ancho total a la mitad de la altura porsus siglas en ingles)

Luminosidad Especıfica es la energıa en una frecuencia ν emitida por una fuentepor segundo

Lν = 4πR2Fν (18)

12 Espectros Astrofısicos

El espectro de una estrella o una galaxia contiene un continuo proveniente de la fuente yun espectro de lıneas superpuesta sobre el proveniente de las nubes en la vecindad de lafuente Todas las caracterısticas fısicas de estas nubes se adquieren con la interpretacionde las propiedades de las lıneas En el cuadro 11 se encuentran registradas las lıneas deemision y absorcion mas reportadas en la literatura con sus longitudes de onda especıficasen ellas sobresalen las lıneas de hidrogeno (serie de Balmer) lıneas de helio neutro lıneasde hierro doblete hidrogeno lınea de calcio ionizado (K) y la lınea del calcio neutro entreotras

En la figura 15 se observa el espectro de la galaxia NGC224 catalogada como una ga-laxia normal (Peimbert M amp Torres-Peimbert S 1981 Shuder J M Osterbrock DE1981 y Filippenko A V amp Sargent W L W 1988) en donde es posible encontrarlıneas anchas en las lıneas de Hα y Hβ asociadas a la alta velocidad del gas de la zonacentral

12 ESPECTROS ASTROFISICOS 11 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ [A] Lınea λ [A]

[O II] 3726032 [O III] 4958900

He I 3820000 [O III] 5006840

[NeIII] 3868760 C-C 5165000

K Ca-II 3933000 Fe II 5197570

H Ca-II 3968000 [O I] 6300304

HeI 4026000 [O I] 6363776

[S II] 4068600 [N II] 6548050

Fe II 4178862 Hα 6562819

Hδ 4101740 [N II] 6583460

Hγ 4340471 [S II] 6716440

Hβ 4861300 [S II] 6730810

Cuadro 11 Lıneas de absorcion y emision reportadas en la literatura

13 Nucleos Activos de Galaxias

Las galaxias con un nucleo activo (AGNs por sus siglas en ingles) son aquellas galaxiasque contienen una fuente central muy compacta altamente luminosa y emisoras de uncontinuo de gran cantidad de energıa y la presencia de intensas lıneas de emision El mode-lo que mejor describe las caracterısticas observadas en los AGNs es el Modelo Unificadoen donde se plantea que cada AGN contiene un agujero negro supermasivo en la regıoncentral (M amp 109M) y un disco de acrecion fuente del intenso continuo radiado Masdistante existe una region a la cual se le asocia la emision de lıneas denominada region delıneas anchas (BLR con vFWHM gt 100Kms) y mas distante una region de lınea delgadas(NLR con vFWHM lt 100Kms) rodeando un toro oscurecedor

Existen diferentes tipos de AGNs debido al registro de emision entre los que sobresalen

Galaxias Seyfert Objetos que presentan un nucleo brillante con lıneas de emisionproducidas por atomos en un amplio rango de ionizacion Un analisis espectral per-mitio categorizar estos AGNs en dos tipos Seyfert tipo 1 en donde se observan lıneasde emision anchas y Seyfert tipo 2 en donde se observan lıneas de emision estrechasestas galaxias se identifican segun la orientacion de observacion

Quasars AGNs que debido a sus distancias se observan como objetos muy brillantescon halos difusos estas son galaxias tıpicas en los primeros estadıos del universoaunque se encuentren tambien en el universo local

13 NUCLEOS ACTIVOS DE GALAXIAS 12 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

F λ[1

0-14

cm-2s-

1 Å-1]

0

2

4

6

8

λ[Å]3500 4000 4500 5000 5500

NGC224

Figura 15 Galaxia normal NGC224 fuente NED

LINERs (del ingles Low-Ionization Nuclear Emission-line Region) estas galaxiasson de baja luminosidad y sus espectros se asemejan a una tıpica galaxia Seyfert 2

En la figura 16 se presenta un espectro caracterıstico de un nucleo activo en el se puedeobservar que el continuo no responde a la ley de cuerpo negro y que ademas la intensidadde las lıneas de emision es superior a la intensidad de las lıneas de absorcion

F λ[1

0-17

cm-2s-

1 Å-1]

0

500

1000

1500

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Mkr699

Figura 16 Galaxia con nucleo activo MRK 0699 fuente SDSS

En algunas galaxias con nucleos activos tambien es posible encontrar intensa formacionestelar en la vecindad del AGN o en los brazos de la estructura huesped Esta actividadde formacion incrementa la emision en el infrarojo de manera que tambien se puedenclasificar como

13 NUCLEOS ACTIVOS DE GALAXIAS 13 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

LIRGs Galaxias Luminosas en el Infrarrojo (por su siglas en ingles Luminous In-frared Galaxies) con luminosidades L sim 1011L

ULIRGs Galaxias Ultra Luminosas en el Infrarrojo (por su siglas en ingles UltraLuminous Infrared Galaxies) presentan luminosidades L gt 1012L

Starburst galaxias que presentan una tasa de formacion estelar muy alta en un cortoperiodo de tiempo de la galaxia

13 NUCLEOS ACTIVOS DE GALAXIAS 14 Marıa E Rojas A

CAPITULO 2

Sistema NGC6240

NGC6240 (IC4625 UGC10592 MCG00-43-004 VV617 Psk1650+024) es un par inte-ractuante entre una galaxia elıptica y una galaxia ultraluminosa (IRAS 16504 0228)Fosbury amp Wall (1979) con dos nucleos en la region central Fried amp Schulz H (1983)Se encuentra a una distancia de 98 Mpc con ascension recta en 16h 52m 589s y declina-cion +02 24

prime03

primeprime desplazandose con una velocidad promedio de 7339 km sminus1

La morfologıa del sistema presenta una alteracion debida a la interaccion sin embargoSchulz et al (1993) detecta por primera vez la presencia de dos nucleos en la region cen-tral que segun las imagenes en el rojo de Dopita M A et al (2002) presentan fuertescolas de marea asociadas a la fusion hecho que llevo a catalogarla como un sistema demorfologıa compleja Observaciones en el optico han establecido que la separacion entrelos dos nucleos es de aproximadamente 16

primeprime(08 kpc) (Scoville NZ et al 2000) en

sentido norte-sur siendo el nucleo sur el mas brillante mientras que observaciones enradio calculan una separacion de 14

primeprime (Carral Turner amp Ho 1990) con una velocidad

de dispersion entre ellos de 229 km s minus1 (Tecza et al 2000 Genzel et al 2001)

El sistema NGC6240 posee una metalicidad aproximada de una decima solar (Oliva ampOriglia 1998) y es una fuente infrarroja ultraluminosa en donde el 99 de la lumino-sidad es bolometrica en el infrarrojo (Wright et al 1984 Soifer et al 1984) con unaluminosidad aproximada de 3 5times 1011 L (Yun amp Carilli 2002) de donde se estima queen un 50 a 75 es proveniente de un starburst (Genzel et al 1998 Rigopoulou etal 1999 Laurent et al 2000 Lutz et al 2003) mientras que el restante 25 o 50 proviene de la luminosidad del nucleo activo (Komossa et al 2003 Iwasawa amp Comastri1998 Vignati et al 1999 Iwasawa 1999 Matt 1999) derivado de los analisis en rayos Xen la lınea de emision de FeK a 64 keV para ambos nucleos y en la emision del continuo

15

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

a 100 keV

Un analisis del espectro en el optico muestra una fuerte emision en la lınea de [O III]y una debil emision en la lınea [O II] en el nucleo sur que se contrasta con una debilemision en la lınea [O III] y una fuerte emision en la lınea de [O II] del nucleo norteBarbieri C et al (1993) El espectro de NGC 6240 se destaca ademas por la relacionentre la lıneas de emision del hidrogeno molecular y la emision de [Fe II] en 164 micras(Becklin et al 1984 Rieke et al 1985 DePoy et al 1986) siendo la emision de Hα masfuerte al noroeste de la galaxia en contraste con la emision en el rojo al norte y al oestedel sistema El continuo puede ser descrito por modelos de absorcion con una instensidadaproximada de 650 mJy (Van Driel Wet al (2000)) debida a la emision nuclear directa(Vignati et al 1999 Netzer et al 1998)

Los estudios en el optico muestran que la emision de Hα se puede ver afectadas por laabsorcion asociada a la formacion estelar este hecho se refleja en la clasificacion paraeste sistema dentro de la taxonomıa de las galaxias activas ya que que su espectro sepuede clasificar como el de una galaxia con una region nuclear emisora de baja ionizacion(LINER) o Seyfert 2 (Kewley et al 2001 Goldader et al 1997a 1997b Kim et al 1995Veilleux et al 1995)

Existen varios estudios espectroscopicos del infrarrojo (IR) en la literatura (Doyon et al1994 Lester et al 1994) que muestran diferencias en la naturaleza de la poblacion estelarse considera que la poblacion estelar joven es la dominante del sistema Oliva et al (1999)

Otros estudios reportan poca actividad de H2O (Braatz et al 1997) sin embargo se con-firma la presencia de un perfil de absorcion en OH Baan et al (1985 1992) en dondealrededor de la mitad del flujo se concentra en una gruesa estructura de disco ubicadaentre el IR y el radio con una velocidad de 800 km sminus1 y un ancho total de lınea de 1400km sminus1 que revelan la complejidad de la dinamica de gases en este sistema debida a lagran perdida de masa que se aproxima a 500 M anominus1

Las recientes observaciones de NGC6240 realizado por el Satelite Chandra permitieroninvestigar el difuso halo galactico gracias a la emision de rayos X blandos en una regionde 110 times 80 kpc donde el gas tiene una temperatura aproximada de 75 millones deKelvin con una densidad estimada de 25 times 10minus3cmminus3 una masa total de 1010M unaluminosidad de 4 times 1041erg sminus1 y una metalicidad menor a 0 1Z Un analisis espectralespacialmente resuelto revela variaciones en la emision en Hα lo que implica un enri-quecimiento uniforme por parte de las supernovas de tipo II La evidencia observacionalapunta al aumento de la formacion de estrellas dentro de una gran abundancia de gasEmanuele Nardiniet al (2013)

16 Marıa E Rojas A

CAPITULO 3

Codigo de Sıntesis Espectral

Los astronomos han desarrollado algunos metodos para obtener informacion sobre la com-posicion de las estrellas y galaxias Uno de ellos es el analisis e interpretacion de los estadoselectronicos de los iones atomos y moleculas de las atmosferas de las estrellas y medio in-terestelar pertenecientes a una galaxia los cuales son reproducidos matematicamente a finde obtener espectros integrados que reconstruyen el espectro sintetico de la galaxia Hoyse tienen dos escuelas que describen la llamada sıntesis de poblacion estelar Evolutiva ySemi-empirıca En la primera escuela la sıntesis se obtiene al reproducir un biblioteca deespectros a partir de condiciones fısicas hipoteticas como historia de formacion estelarevolucion quımica y funcion de masa inicial sin embargo hay incertidumbre sobre las con-diciones fısicas reales de cada biblioteca En la segunda escuela la sıntesis es el resultadode una combinacion lineal de espectros de estrellas yo aglomerados con incertidumbre enla capacidad de las bases estelares para reproducir las condiciones diversas de las galaxiasGomes (2005)

El Dr Roberto Cid Fernandes desarrollo en 2005 un codigo de sıntesis mediante el al-goritmo Metropolis-Markov llamado Starlight Spectral Synthesis Code -Starlight el cualcombina linealmente elementos de bases estelares construidas a partir de observaciones yelementos de bases de poblaciones estelares simples teoricas con edad metalicidad y masadesarrolladas por Bruzual amp Charlot (2003) En este capıtulo se presenta la configuracionde las propiedades fısicas matematicas y computacionales del codigo Starlight

17

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

31 Modelo Fısico - Matematico

En la sıntesis espectral el espectro de una galaxia se compone de una combinacion linealde espectros de poblaciones estelares dentro de un espacio finito ξN con N componentesy elementos Lj(λ) (j = 1 N) Cada Lj es un espectro que depende de la poblacionestelar en un intervalo de longitud de onda λ La ecuacion principal del modelo de sıntesisespectral es

M(λ) =Nsumj=1

xjLj(λ) (31)

donde xj es el coeficiente de expansion y M(λ) es el espectro modelado de salida Laecuacion 31 puede expresarse como

M(λ)

M(λ0)=

Nsumj=1

xj

(Lj(λ)

Lj(λ0)

) (32)

donde se introduce la condicion de normalizacionsumN

j=1 xj = 1 que se cumplira en lalongitud de onda λ0 Ademas es posible interpretar que

M(λ) es el espectro modelo de prueba que a diferencia del espectro observado O(λ)puede consistir de unicamente lıneas de absorcion y un continuo

λ0 es la longitud de onda normalizada M(λ0) y Lj(λ0) son los valores del modelo

y espectro de la poblacion estelar j en λ0 Para este caso se considera λ0 = 4020 A

xj es el flujo monocromatico de la componente j en λ0 en el espacio ξN con extincionAV Al conjunto minusrarrx equiv (x1 xN) se llama el vector de poblacion e indica en lapractica la fraccion de luz debido a cada elemento N Por lo general esto no sumael 100 de la contribucion de luz

Lj(λ) es la poblacion estelar j del espacio ξN que comprende un elemento de labase Cada uno corresponde a una caracterıstica astrofısica bien definida (edad (tj)

metalicidad (Zj)) asociada a Lj medida en unidades L Aminus1 M

Para hacer un analisis funcional con el objeto de encontrar las relaciones del coeficiente xjes necesario una interpretacion matematica de los dos primeros items y una interpretacionfısica de los dos ultimos ası

1 Producto Interno como las funciones del espacio ξN son analıticas es necesariogarantizar que estas cumplan una relacion de ortogonalidad y ortornormalidad enun intervalo [a b] con respecto a una funcion de peso ε(λ) es decir

(Lm(λ) Ln(λ)) =

int b

a

Lm(λ)times Ln(λ)times ε(λ)dλ = Cmnδmn

31 MODELO FISICO - MATEMATICO 18 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

donde δmn es el delta de Kronecker y Cmn es una constante entonces si δmn es 1para todos los m y n se dice que el conjunto es ortonormal Por tanto

Nsumj

xj = 1 (33)

2 Extincion no se tiene en cuenta en el modelo Se sabe que la luz al atravesarun medio interestelar de gas o polvo presenta fenomenos de absorcion o dispersioncausando el llamado enrojecimiento del espectro el cual debe ser previamente co-rregido

3 Dispersion de velocidad es un proceso fısico debido a la dinamica estelar y estarelacionado con el corrimiento Doppler Ası el efecto neto sera el ensanchamiento delas lıneas de absorcion en el espectro observado (Oλ) efecto que debe ser corregidopreviamente

Incorporando las anteriores consideraciones la ecuacion 32 para un modelo fısico resulta

M(λ)

M(λ0)=

Nsumj=1

xj

(Lj(λ)

Lj(λ0)

)r(λ)otimesG(v σ) (34)

donde

r(λ) equiv 10minus04(AλminusAλ0) es el termino de extincion Aλ es la extincion del polvo en la

longitud de onda λ y Aλ0 es el enrojecimiento en la longitud de onda normalizadaλ0 En este trabajo se asume que la curva de extincion es similar a la de nuestragalaxia por eso se utilizara la ley de extincion de Cardelli et al (1989) Ademas seasume que todas las componentes estelares es decir cada elemento de la base sufreel mismo enrojecimiento AV

G(v σ) es una distribucion gaussiana de velocidades centrada en v con amplitudde dispersion σ Los espectros de base (L1(λ) LN) son convoluıdos1 (sımbolootimes) con G(v σ) para tener el ancho de las lıneas de absorcion y emision de M(λ)debidos a la cinematica estelar

1La convolucion transforma un espectro F (λ) a un espectro I(λ) dado por

I(λ) =

int +infin

minusinfinF

(λprime =

λ

1 + vc

)G(v v σ)dv (35)

31 MODELO FISICO - MATEMATICO 19 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

32 Modelo Computacional

La herramienta computacional que permitio realizar los calculos con la ecuacion 34 seencuentra disponible en wwwstarlightufscbr El codigo realiza una descomposicion deun espectro observado O(λ) sobre una base de espectros de poblaciones estelares simplescomo una combinacion lineal encontrando el mejor ajuste de M(λ) con relacion a O(λ)El ajuste a O(λ) se realiza a traves de la tecnica derivada de la mecanica estadısticaconocida como Simulated Annealing utilizada para encontrar los parametros mınimosmediante el algoritmo Metropolis - cadenas de Markov

χ2 equiv χ2 (minusrarrx M(λ0) Av v σ)) =

λfsumλi

(O(λ)minusM(λ))2 ω(λ)2 (36)

donde ω(λ)2 = eminus1λ es la funcion de peso expresada como la mascaraerror en cada λ

siendo cero para las longitudes de onda con flujos falsos o lıneas enmascardas λi es la lon-gitud de onda inicial y λf la longitud final de la suma en la funcion de χ2 Cid Fernandeset al (2004)

El ajuste se realiza en cuatro etapas

1 Primeros ajustes (First Fits FF) Hace un amplio barrido del espacio de parametros

Programa de enfriamiento el algoritmo pasa a traves de la base N disminu-yendo la temperatura iniciando desde la mas caliente hasta un valor mınimode temperatura definido en el archivo de configuracion siguiendo la funcionde probabilidad de Boltzmann y utilizando el criterio Metropolis planteado enCid Fernandes et al (2004b)

Adaptacion de la funcion peso Ajusta el peso de forma dinamica segun laeficiencia de las temperaturas aceptadas Cid Fernandes et al (2004b)

Criterios de convergencia centralizado en el valor adimensional el cual dacuenta de la convergencia de las cadenas asociado a cada elemento de la baseGelman y Rubin et al (1992)

Parametros cinematicos se define un valor para v y σ que se mantiene cons-tante en todo el algoritmo Metropolis Cid Fernandes et al (2004b)

2 Correcciones (Clip amp Refit) permite comprobar el peso asignado a cada punto res-pecto al espectro de entrada estableciendo el NSIGMA de ajuste

3 Apropiacion (Burn-In) es considerada la ultima etapa de Starlight ya que tomatodas las cadenas de Markov construidas en el paso anterior que tengan mayorpeso para encontrar ası el mejor ajuste de un espectro de entrada respecto a cadacadena

32 MODELO COMPUTACIONAL 20 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

4 Ultimos ajustes (EX0) desecha los componentes irrelevantes de la base N y afina elajuste generando el archivo de salida

33 Bases Espectrales

Una base espectral utiliza poblaciones estelares simples (SSPs) representadas mediantecumulos de estrellas que nacen a partir de una misma nube de gas con composicion quı-mica homogenea a traves de una formacion estelar intensa y caracterizada por tener unaedad y metalicidad bien definida

Definir las componentes N de la base es de vital importancia para que los resultadostengan alguna conexion con la realidad por ejemplo si se desea identificar la edad delas componentes estelares de una galaxia es necesario que la base precise dentro de susparametros la edad o metalicidad de cada N

331 Construccion de una Poblacion Estelar Simple (SSPs)

El metodo para generar la base de poblaciones estelares contiene tres componentes prin-cipales

1 Observaciones reunidas en bibliotecas estelares de espectros Estas varıan segun latemperatura y la luminosidad de las estrellas de acuerdo con las regiones que sepueden establecer en el diagrama Hertzsprung-Russell (HR)

2 Modelos teoricos de trayectorias evolutivas Estas predicen como serıa la evolucionde las estrellas en un diagrama HR que aportan a la formalizacion de una poblacionestelar

3 Funcion de masa inicial (FMI) φ(m) Pondera el numero de estrellas de masa entrem y m + dm independiente del tiempo y normalizada como

intmφ(m)dm = 1

El espectro de una estrella de masa m que depende de la longitud de onda λ la metali-cidad Z y la edad tprime definido por I(λm t

prime Z) en luminosidades solares [L] y con untiempo de vida τ(m) se define como

I(λm tprime Z) =

f(λm t

prime Z) si tprime le τ(m)

0 si tprime gt τ(m)(37)

donde f es una funcion de λm tprime y Z

Ahora se define

Ψ(tprime) tasa de formacion estelar

33 BASES ESPECTRALES 21 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Z(tprime) ley de enriquecimiento quımico

si se tiene una nube de gas con formacion estelar donde despues de un tiempo de vidat se tienen varias estrellas de distintas masas con edad tprime se debe satisfacer la relaciontprime le t ya que las estrellas no pueden ser mayores que el sistema Sin embargo las estre-llas con edades tprime nacieron en un tiempo t minus tprime donde la tasa de formacion estelar y elenriquecimiento quımico son diferentes de las actuales

El numero de estrellas con edad entre tprime y tprime+dtprime y masas entre m y m+dm en un tiempot esta dada por

dN(t) = Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdtprime (38)

Si la metalicidad esta dada por Z(tminus tprime) la suma de los espectros de las estrellas de edadentre tprime y tprime + dtprime y de masas entre m y m+ dm en el tiempo t es

I total(λm tprime Z(tminus tprime)) = I(λm t

prime Z(tminus tprime))times dN(t)

I total(λm tprime Z(tminus tprime)) = I(λm t

prime Z(tminus tprime))Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdtprime (39)

El espectro total en el tiempo t teniendo en cuenta todas las estrellas con masas entre ellımite inferior de las masas estelares (Mupp) y el lımite superior de masas estelares (Mlow)es

I(λ t) =

int t

0

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(tminus tprime))Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdt

prime (310)

Esta es la ecuacion general para crear un espectro l(λ t) de poblaciones estelares sujetoa una tasa de formacion estelar y a un enriquecimiento quımico determinado Por tantopara formar una poblacion estelar simple con una metalicidad Z y una edad t bien definidasolamente es necesario establecer Ψ(tminus tprime) como

Ψ(tminus tprime) = C times δ(tminus tprime) (311)

donde C es una constante de dimensiones [C] equiv [M] y δ(t minus tprime) equiv [anominus1] Luego laecuacion 310 se reemplaza por

I(λ t) =

int t

0

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(tminus tprime))Cδ(tminus tprime)φ(m)dmdt

prime (312)

Por tanto el espectro con una metalicidad definida en un tiempo tprime = 0 es

I(λ t) = C

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(0))φ(m)dm (313)

Con una poblacion estelar simple es posible generar los elementos de la base a partir dela ecuacion 313 como

33 BASES ESPECTRALES 22 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

L(λ t Z(0)) =I(λ t)

C

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(0))φ(m)dm (314)

L(λ t Z(0)) puede ser llamado Lj(λ) cuando t = tj y Z(0) = Zj con unidades [Lminus1Mminus1

]Por lo tanto el termino Lj(λ) se puede expresar como

Lj(λ) asympsumi

I(mi tj Z(j))φ(mi)∆mi donde τ(mi) le tj (315)

indicando que para calcular Lj(λ) se suman los espectros individuales de estrellas de unabiblioteca estelar dada a lo largo de una edad tj y metalicidad Zj por una funcion de masainicial

332 Modelos de Poblaciones Estelares Simples

Los espectros de las estrellas Lj(λ) se agrupan en diferentes modelos de poblaciones es-telares simples (SSPs) difiriendo en el conjunto de bibliotecas estelares y requerimientosevolutivos pero todos utilizan la funcion de masa de Chabrier (2003)

Υ(logm) prop

exp[minus

(logm minus logmc)2

2σ2

] si m le 1M

mminus13 si m gt 1M

(316)

con mc = 0008 y σ = 0069 Esta funcion de masa indica la cantidad de estrellas en unintervalo logarıtmico de masa 2

Los modelos utilizados son

STELIB (Stellar Library) contiene 249 estrellas observadas entre 3200A - 9500A yresolucion espectral de 3A (Le Borgne et al 2003)

2 podemos reemplazar φ(m) con la condicion de normalizacionint Mupp

Mlow

mΥ(logm)d logm = 1 (317)

con d logm

dm= 1

m ln 10 = d logm

dm= log e

m tenemos

log e

int Mupp

Mlow

Υ(logm)dm =

int Mupp

Mlow

mφ(m)dm = 1 (318)

por tanto

φ(m) = log eΥ(logm)

m (319)

33 BASES ESPECTRALES 23 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Nombre Metalicidad [Z] Fuente

Padova 1994 0001ndash 010 Alongi et al (1993)

Bressan et al (1993)

Fagotto et al (1994a)

Fagotto et al (1994b)

Girardi et al (1996)

Padova 2000 00004 ndash003 Girardi et al (2000)

Geneva 002 Schaller et al (1992)

Charbonnel et al (1996)

Charbonnel et al (1999)

Cuadro 31 Trayectorias Evolutivas usadas en BC03 Fuente BC03

MILES (A Medium Resolution INT Library of Empirical Spectra) Contiene 985estrellas observadas entre 3200A - 7500A y resolucion media de 23A (Sanchez-Blazquez et al 2006)

Granada contiene 1654 espectros estelares compuestos con modelos de atmosferaestelar entre 3000A - 7000A y resolucion espectral de 03A (Martins et al 2005)

Bruzual amp Charlot (2003 BC03) Contiene 26 modelos de base con SSPs calculadosutilizando trayectoria evolutiva de Padova 1994 (Alongi et al 1993 Bressan et al1993 Fagotto et al 1994 Girardi et al 1996) cada base contiene 221 espectros dealta resolucion con edades desde t = 0 a t = 20 Giga anos en un rango de 3200A -9500A en unidades de LAminus1 Mminus1

13 de estas SSPS utilizan la FMI de Chabrier(2003) con Mlow = 01 M y Mupp = 100 M normalizados a una masa total de1M en las estrellas a la edad t = 0 las otras 13 SSPs son analogos Salpeter

Para este trabajo se adapto la base de poblaciones estelares simples de la biblioteca deBruzual e Charlot (2003 BC03) que se basa en trayectorias evolutivas y en bibliotecasde espectros estelares descritas en la tabla 31 32 y 33 La mayorıa de los resultadospublicados de Starlight usan este modelo por su amplia gama en edades y metalicidades

Para reproducir la formacion estelar de NGC6240 se utiliza una base que contiene 200SSPs con edades entre 2 times 106 y 13times1010 anos con resolucion de 3A en un rango de3200A a 9500A para las metalicidades de 02Z (m42) 04Z (m52) 1Z (m62) y 25Z(m72) con rutas evolutivas de Padova 1994 libreria STELIB 2003 y funcion masa inicialde Chabrier (2003) mostrados en el cuadro anexo 71 y visualizados en la figura 31 Ca-da una de las figuras representa una metalicidad de la base con sus respectivos 50 SSPscorrespondientes a diferentes edades En ellas es posible observar que los espectros se

33 BASES ESPECTRALES 24 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Nombre Tipo Intervalo de Resolucion Intervalo de Fuente

longitud de onda metalididad

BaSeL teorica 91 A a 160 micro m 300 105Z a 10Z Kurucz (1995 pc)

Bessel et al (1989)

Bessel et al (1991)

Fluks et al (1994)

Allard amp Hauschidt (1995)

Rauch (2002)

STELIB observacional 3200A a 9500A 2000 - 20 lt[FeH] lt050 Le Borgne et al (2003)

Pickles observacional 1205A a 25 micro m 500 Z Pickles (1998)

Fanelli et al (1992)

Cuadro 32 Bibliotecas de espectros estelares de BC03 Fuente BC03

Nombre Calibracion Fuente

BaSeL 10 teorica Lejeune et al (1997)

Lejeune et al (1998)

BaSeL 22 semi-empırica Lejeune et al (1997)

Lejeune et al (1998)

BaSeL 31 semi-empırica Westera (2000)

Padova 2000 00004 a 003 Westera et al (2002)

Cuadro 33 Diferentes calibraciones basadas BaSeL Fuente BC03

33 BASES ESPECTRALES 25 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

distribuyen desde la poblacion estelar de mayor temperatura en la parte superior hastalas mas frıas en la parte inferior cada espectro se encuentra calibrado por flujo y sonnormalizados a la unidad de masa solar (M)

Otra caracterıstica de la base BC03 es que no reproduce las lıneas de emision observadaspor lo tanto solo es posible reproducir las lıneas de absorcion debidas a la formacionestelar Es entonces donde el codigo requiere enmascarar o definir rangos de longitud deonda que correspondan a las lıneas de emision con el fin de aumentar la sensibilidaddel ajuste y encontrar ası la componente de absorcion que puede estar siendo opacadapor las lıneas de emision del mismo intervalo Para este trabajo se utiliza la mascarageneral dispuesta dentro del codigo adaptada en la tesis doctoral Natalia Vale Asari(2005) donde se enmascaran la lıneas de emision mas fuertes La mascara esta basada enlos trabajos de Gonzalez-Delgado et al (1995) Pastoriza et al(1993) Benjamin et al(1999) y Zhang et al (2005) y en regiones problematicas de la base de Bruzual y Charlot(2003) asociadas a efectos turbulentos entre 6845A - 6945A y entre 7550A - 7725A y laregion entre 7165A -7210A debida a errores sistematicos La mascara general detallada sepuede ver en la tabla anexa 72

33 BASES ESPECTRALES 26 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

02 Z∘

Log(L λ)[L ∘Å-

1 M∘-

1 ]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

04 Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

file=357911131415171921232527293133353639414345474951535557596163

(a) (b)Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

file=357911131517192123252729313335373941434547495153555759

25Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

y136y135y132y131y130y129y128y127y125y122y121y120y119y118y117y116y115y114y109y106y98y95y94y93y92y90y88y89y97y86y85y84y83y81y59y58y57y56y55y54x51y51y49x48y48y47y46y40y39

(c) (d)

Figura 31 Espectros de SSPs del modelo BC03 Bruzual amp Charlot 2003 para diferentesmetalicidades (a) 02Z (m42) (b) 04Z (m52) (c) 1Z(m62) (d) 25Z(m72) cadametalicidad contiene 50 SSPs con edades entre 2times 106 y 13times 1010 anos Resolucion de3A

33 BASES ESPECTRALES 27 Marıa E Rojas A

CAPITULO 4

Extraccion y Analisis de Espectros

El espectro original se obtuvo con el espectrografo ISIS del telescopio William Herschel de4 2m (WHT) instalado en la Palma (Canarias) utilizando las configuraciones R300B -CCD EEV 12 y R316R - CCD MARCONI2 para los brazos azul y rojo respectivamenteentre 3000A- 5000A y 5000A - 7800A con una escala de 149 segundos de arcomm alo largo de la hendidura El espectro fue cedido por la doctora Rosa Gomez Delgadodel Instituto de Astrofısica de Andalucia Los detalles de la observacion se encuentranregistrados en la tabla 41

Fecha Brazo CCD+gratting Slit PA Slit width (arcsec) texp[sec]

20050910 Red MARCONI2+R316R 88593063 1237020 900

20050909 Blue EEV12+R300B 88620857 1237020 900

Cuadro 41 Resumen de las observaciones espectroscopicas de NGC6240

41 Reduccion

En un espectro obtenido con una apertura donde no es posible identificar cual es lazona espacialmente localizada se hace necesario encontrar la orientacion espacial a fin deajustar la imagen espectral respecto a una imagen fotografica de orientacion conocida Estareorientacion fue realizada por Rosa Gomez Delgado y Mario A Higuera G con rutinas deIRAF (Image Reducction and Astronomical Facilities ver httpwwwirafcom) tomandocomo imagen fotografica de referencia la dispuesta en la base del Telescopio EspacialHubble (HST) ver httphubblesiteorggallery

28

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Figura 41 Reduccion espectral para el filtro Rojo separacion espacial fuente Mario AHiguera G

Un vez reorientado el espectro original se realizo una separacion de la cantidad de luzque paso a traves de la apertura del instrumento para los filtros rojo y azul a lo largodel rango espacial definido En la apertura espacial aparecen todas las fuentes de emisionpresentes en el momento del registro Al visualizarlas con la rutina apall de IRAF figura41 se separan las regiones de estudio

El analisis permito identificar y reducir seis zonas en total para cada filtro que al sersuperpuestas con la imagen fotografica espacial de NGC6240 se distiguieron ası zona Inucleo del sur zona II proximidad hacia el sur de la zona I zona III proximidad hacia elnorte del registro fotografico zona IV nucleo del norte zona V seccion intermedia entrelos dos nucleos y finalmente la zona VI estrella de calibracion

De todas las zonas se obtuvo un espectro para cada filtro estos fueron normalizados ypromediados con el fin de dar unicidad y ası permitir visualizar un espectro del visible enun rango entre 3200A y 7200A para todas las zonas Los espectros obtenidos se corrigieronpor Doppler (z = 0024480 NED ver httpnedipaccaltechedu) y exceso de colorasociado al polvo segun Cardelli et al (1989) en donde

E(BminusV ) = minus232 log

(Rint

Robs

)siendo Rint = 31 y Robs =HαHβ la relacion de flujos previamnete calibados de las lıneasHα y Hβ medidos por tecnica de separacion en LINER1

1LINER herramienta computacional del reporte interno de Richard W Pogge la cual utiliza una

41 REDUCCION 29 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Figura 42 Imagen fotografica del HST de NGC6240

Los espectros al final de la reduccion que se utilizaron para este trabajo se presentan enla figura 43

Al realizar el analisis de cada una de las zonas reducidas se encuentra que las zonas Iy IV presentan espectros asociados a nucleos activos las zonas II y III corresponden alas regiones adyacentes de estos nucleos que debido a su baja razon senal-ruido no serananalizadas en este trabajo la zona V corresponde a la zona intermedia debida a la fuertecomponente estelar presente en el espectro y finalmente la zona VI presenta un espectrocaracterıstico de una estrella identificada en la imagen fotografica que se utiliza comopatron de referencia figura 42

tecnica que define un continuo arbitrario sobre el cual es posible marcar el centro esperado de una lıneasobre un espectro esto permite adquirir los valores de λ centro de lınea FWHM ancho equivalente yflujo de las lıneas tanto de emision como de absorcion

41 REDUCCION 30 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

0

2eminus13

4eminus13

6eminus13

8eminus13

λ[Å]4000 5000 6000

Zona I

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

0

2eminus16

4eminus16

6eminus16

8eminus16

1eminus15

12eminus15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona II

(a) (b)

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

minus2eminus16

minus1eminus16

0

1eminus16

2eminus16

3eminus16

4eminus16

λ[Å]3000 4000 5000 6000 7000

Zona III

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

0

5eminus14

1eminus13

15eminus13

2eminus13

25eminus13

3eminus13

35eminus13

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona IV

(c) (d)

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

minus1eminus16

0

1eminus16

2eminus16

3eminus16

4eminus16

5eminus16

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona V

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

2eminus17

4eminus17

6eminus17

8eminus17

1eminus16

12eminus16

λ[Å]4000 5000 6000 7000

ZonaVI

(e) (f)

Figura 43 Espectros reducidos del visible para NGC6240 (a) Zona I (b) Zona II (c)Zona III (d) Zona IV (e) Zona V (f) Zona VI

41 REDUCCION 31 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

42 Caracterizacion

Los espectros de las zonas I y IV son caracterizados por los valores de λ centro de lıneaFWHM ancho equivalente y flujo de las lıneas de absorcion y emision los cuales se puedenobservar en las tablas 42 y 43 para cada zona respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259856 141934 121105 932365

He I lowast 3820000 38243220 240649 -368885 -331320

[Ne III] 3868760 38665283 196365 960760 849525

K-Ca II lowast 3933000 39298906 825863 -438132 -378235

H-Ca II lowast 3968000 39671277 970000 -270968 -230588

He I 4026000 40302915 870264 207639 172326

[S II] 4068600 40671338 613711 167254 136787

Fe II 4178862 41774009 188631 0157450 0123046

Hδ 4101740 41114917 365668 0608985 0489181

Hγ 4340471 43366045 920191 176589 128710

Hβ 4861300 48590737 156186 132648 538800

[O III] 4958900 49586538 303193 112192 394091

[ OIII] 5006840 50054878 217619 263052 856364

C-C lowast 5165000 51681416 204788 -181874 -0543207

Fe II 5197570 51986562 182212 770700 227194

Na-I(D) lowast 5892000 58881143 119381 -971280 -202980

[O I] 6300304 62998452 208984 297493 540325

[O I] 6363776 63638130 213094 886981 157329

[N II] 6548050 65467163 236476 372079 629095

Hα 6562819 65614551 236476 988640 172153

[N II] 6583460 65830864 236476 950283 194036

[S II] 6716440 67180718 184565 402939 743104

[S II] 6730810 67330210 184565 288223 514382lowast Lınea de absorcion

Cuadro 42 Lıneas identificadas en la Zona I de NGC6240

En la caracterizacion de las dos zonas sobresale una significativa emision de Hβ [OIII]5007A Hα y [NII] 6585A asociadas a la formacion estelar o actividad del nucleo galacticoTambien es posible observar la presencia de lıneas de emision de HeI [OI] en conjuntocon la serie de Balmer Ası mismo fue posible medir la lınea de emision [OII] en 3727Ajunto con las lıneas de H-Ca K-Ca

42 CARACTERIZACION 32 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3728815 37295811 139871 980735 752002

[Ne III] 3868760 38702319 202032 129640 988668

K-Ca II lowast 3933000 39331504 649803 -303453 -241752

H-Ca II lowast 3968000 39680195 689754 -287500 -234462

G-banda lowast 4301000 43048105 301566 -703450 -553622

Hγ 4340471 43404194 808685 104001 0771791

Hβ 4861300 48625376 157743 105704 477370

[O III] 4958900 49602510 204316 867190 374412

[O III] 5006840 50088350 156499 203541 858706

C-C lowast 5165000 51694761 221025 -478236 -186147

[O I] 6300304 62999092 223367 346819 593403

[O I] 6363776 63637612 260837 125170 209970

[N II] 6548050 65507192 180655 374786 791877

Hα 6562819 65663501 180655 788344 165570

[N II] 6583460 65867407 180655 101594 211693

[S II] 6716440 67188540 132432 320833 634206

[S II] 6730810 67328965 185795 414013 81368lowast Lınea de absorcion

Cuadro 43 Lıneas identificadas en la Zona IV de NGC6240

42 CARACTERIZACION 33 Marıa E Rojas A

CAPITULO 5

Espectroscopıa Sintetica

Ajustada la sintesis de poblacion estelar inherente al codigo Starlight se estudio la galaxiaNGC6240 y se obtuvieron propiedades fısicas tales como la composicion estelar a lo largode la historia de la formacion estelar de la galaxia bajo la biblioteca de Bruzual y Char-lot (2003) parametros cineticos como extincion por polvo AV y el vector de poblacionestelar en terminos de una fraccion de luz(xj) obtenidos con la interprestacion del porcen-taje de formacion estelar sintetica y las caracterısticas de las lıneas de absorcion obtenidas

51 Sıntesis espectral

Con el fin de encontrar la sintesis de la poblacion estelar de los dos nucleos del sistema encolision NGC6240 se ejecuto el codigo Starlight para las zonas en las que era posible vi-sualizar la regiones centrales de cada nucleo zonas I y IV Con estos espectros de entradase ejecutaron las combinaciones lineales de la base de Bruzual y Charlot (2003) para lasmetalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z individualmente con esto se identificaron laspoblaciones estelares que contribuıan en la reproduccion sintetica de cada zona Con baseen estos resultados parciales finalmente se construyo la base que mejor representa cadazona respectivamente Esta contiene 200 poblaciones estelares con edades entre 2 times 106

y 13times1010 anos resolucion de 3A en un rango de 3200A a 9500A con metalicidades de02Z 04Z 1Z y 25Z rutas evolutivas de Padova 1994 libreria STELIB y funcionmasa inicial de Chabrier (2003)

La busqueda del mejor ajuste entre el espectro de entrada y el espectro de salida se centroen disminuir al maximo el valor de la relacion [chi2Nleff ] la cual relaciona el valor delχ2 de cada valor de λ Otro valor que se tuvo en cuenta fue la desviacion media porcentual

34

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

de todos los pıxeles con relacion al espectro de entrada [adev( )] los mejores valores seregistraron en la tabla 51

Parametro Zona I Zona IV

[chi2Nleff ] 137545 113193

[adev( )] 638644 446156

Cuadro 51 Calidad del ajuste de Starlight

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

Figura 51 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral I de NGC6240 (trazo negro)

Los espectros de la formacion estelar logrados con este ajuste se muestran en las figuras51 y 52 en donde el trazo rojo representa la formacıon estelar asociada al espectro deentrada representado con el trazo negro de las zonas I y IV respectivamente

En estas figuras se puede observar una componente de absorcion sintetica por cada lıneade emision observada del espectro de entrada como es el caso de las lıneas en la longitudde onda de 3740A 3796A 3837A 3887A 3933A 3969A 4098A 4338A 4100A 4339A4860A 6548A las cuales corresponde a transiciones electronicas conocidas y definidas enel cuadro 11

51 SINTESIS ESPECTRAL 35 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

ObservadoSinteacutetico

Figura 52 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral IV de NGC6240 (trazo negro)

51 SINTESIS ESPECTRAL 36 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

52 Sustraccion espectral

Un vez definida la formacion estelar de cada una de la zonas espectrales se realizo unasustraccion de la formacion estelar asociada a cada zona con el fin de descontaminar elespectro de emision del nucleo activo filtrando ası un espectro de mejores caracterısticasel cual es posible observar en el trazo azul de las figuras 53 y 54

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 53 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral I de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral I de NGC6240 (negro)obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z(b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 37 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 54 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral VI de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral IV de NGC6240(negro) obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Zy 25Z (b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 38 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

53 Caracterizacion espectral

Cada uno de los espectros se caracterizo con la identificacion de todas las lıneas de emisionpresentes en ellas una vez realizada la sustraccion mediante un ajuste de tipo gaussianodefinido en un continuo aleatorio en el software LINER siendo posible obtener el centrode lınea el ancho total a la mitad de la altura (FWHM) y el flujo total visualizados enlas tablas 53 y 53 para las zonas I y IV respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259714 145056 273839 953139

H11 3770630 37686479 440904 425545 149716

H10 3797898 37960681 401993 326624 112110

H9 3835384 38334482 367421 376538 124836

[Ne III] 3868760 38685388 179806 168928 541474

K Ca-II lowast 3933000 39294148 131932 -206818 -623528

H Ca-II 3968000 39691155 446669 468596 135456

He I 4026000 40263750 264590 900988 244257

[S II] 4068600 40721025 240745 173767 446216

Hδ 4101740 40978579 169919 276703 688289

Hγ 4340471 43382275 130266 353231 612874

Hβ 4861300 48594336 151258 -677140 792772

[O III] 4958900 49571484 182238 -129678 227669

[O III] 5006840 50056445 189935 -360470 737521

Fe II 5197570 51990830 217043 -909013 291244

[O I] 6300304 62998164 236848 -365105 644235

[O I] 6363776 63634268 280102 -542065 239085

[NII] 6548050 65466426 250518 -330128 652055

Hα 6562819 65614375 250518 -114643 186725

[N II] 6583460 65836201 250518 -195511 214778

[S II] 6716440 67192485 222886 -472177 102774

[S II] 6730810 67358408 222886 -280570 502474lowast Lınea de absorcion

Cuadro 52 Lıneas de Emision Zona I de NGC6240

531 Clasificacion de NGC6240

Para clasificar a NGC6240 entre los tipos de nucleo activo descritos en la literatura seutilizo las razones de flujo para la ubicacion de este sistema en el diagrama BPT (Bald-win Phillips amp Terlevich 1981) descrito en Cid Fernandes et al (2010) como la mejorseparacion entre galaxias tipo Seyfert LINER y de formacion estelar fuerte mediante la

53 CARACTERIZACION ESPECTRAL 39 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[ O I] 3726032 37296033 143969 -221934 787713

[Ne III] 3868760 38706140 118089 -233171 399531

K Ca-II lowast 3933000 39330952 120923 341232 -383848

S II 4076349 40792864 693475 913706 854107

Hδ 4101742 41004019 936462 679737 301683

Fe II lowast 4303176 43052456 192020 -119689 -283858

Hγ 4340471 43394087 100879 155567 419237

Hβ 4861300 48617803 144197 -647377 680787

[O III] 4958900 49606152 172003 -194691 316305

[O III] 5006840 50090156 161854 -479744 914152

[O I] 6300304 63029087 178476 -155210 621454

[O I] 6363776 63667563 189027 334244 199334

[N II] 6548050 65512285 184697 -152528 896611

Hα 6562819 65665557 184697 -1004495E+06 173249

[N II ] 6583460 65869326 184697 711567 217207

[S II] 6716440 67182754 122346 -459232 516263

[S II] 6730810 67316655 212515 -152349 100130lowast Lınea de absorcion

Cuadro 53 Lıneas de Emision Zona IV de NGC6240

relacion de los flujos de las lıneas de emision de Hα Hβ [NII]λ6584 y [OIII]λ5007 enlog([NII]λ6584 Hα) y log([OIII]λ5007Hβ) que para el caso de la region VI es

log([NII]λ6584 Hα) =020

y

log([OIII]λ5007 Hβ) =-028

lo que ubica a NGC6240 en el diagrama BPT dentro de las galaxia tipo LINER en con-cordancia con el catalogo de Veron-Cetty de (2006)

54 Propiedades fısicas de NGC6240

Los parametros derivados del mejor modelo de la sıntesis permiten adicionalmente calcu-lar y encontrar algunas propiedades fısicas de la galaxia tabla 54 A partir de cada unode estos parametros fue posible asociar las siguientes propiedades

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 40 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Parametro Definicion Zona I Zona IV

[summinus of minus xj( )] Vector de poblacion estelar 9422336 9897032

[Miniminus tot] Fraccion de masa 846570E+02 706677E+03

[Mcor minus tot] Logaritmo de la masa estelar [M] 613714E+02 363687E+03

[v0minusmin(kms)] -11323 -13292

[vdminusmin(kms)] 4700 8439

[AV minusmin(mag)] Atenuacion del polvo [magnitud] -10000 -10000

Cuadro 54 Calidad del ajuste de Starlight

Zona OSP IPS YPS

I 0 176488 765745

IV 06582 355544 614753

Cuadro 55 Porcentaje de formacion estelar sintetica de NGC6240 poblacion estelar joven(YSPs) t le 0 1 Giga anos poblacion estelar con edad intermedia (ISP) 0 1 lt tISP le 2Giga anos la poblacion estelar con edad superior (OSP) 125 Giga ano Rodrıguez ZaurınJ et al (2008)

EdadLa interpretacion del termino [summinus of minus xj( )] vector poblacion xj discutido enla seccion 31 permitio clasificar la poblacion estelar sintetica en i poblacion estelarjoven (YSPs) con componentes estelares de edad t le 0 1 Giga ano ii poblacionestelar con edad intermedia (ISP) con componentes de edad entre 0 1 lt tISP le 2Giga ano y iii poblacion estelar con edad superior (OSP) con componentes de edadmayor que 12 5 Giga ano Rodrıguez Zaurın J et al (2008) Es entonces como alrealizar un tabulacion de este vector en la sıntesis de NGC6240 se puede concluirque mas del 60 de la poblacion estelar corresponde a poblacion estelar joven elporcentaje de cada componente segun la zona se especifica en la cuadro 55

MetalicidadEl porcentaje de las metalicidades empleadas para reproducir el sistema NGC6240fueron tabulados en el cuadro 56 Se puede concluir que existe una contribucion depoblacion estelar de tipo frıo K o M ya que la metalicidad de este tipo de poblacioneses aproximadamente cero mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para lazona IV pertenecen a poblaciones mas calientes de tipo espectral O y M

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 41 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Zona 02Z( ) 04Z( ) 1Z( ) 25Z( )

I 219 3618 5583 00002

IV 1289 4501 4105 0

Cuadro 56 Porcentaje de la metalicidad media en la sıntesis de NGC6240

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 42 Marıa E Rojas A

CAPITULO 6

Conclusiones

Del mapeo de la galaxia NGC 6240 se logro extraer un espectro de buenas caracte-rısticas correspondiente a las zonas I y IV las cuales responden a las zonas espacialesde los nucleos de la galaxia mientras que para las demas zonas es necesario aunrealizar algunas reducciones con mayor detalle para lograr ası eliminar el alto ruidopresente en los espectros

Sobre los espectros espacialmente definidos se realizo una extraccion que permitioidentificar las lıneas de emision y absorcion presente en la zonas I y IV

Con base en la combinacion de las bases de poblaciones estelares de Bruzual GCharlot S (2003) se construyo un espectro sintetico de buenas caracterısticas conla ejecucion de Spectral Synthesis Code -Starlight Cid Fernandes R (2005) en laszonas I y IV

Se realizo una sustraccion entre el espectro observado y el espectro sintetico a fin deeliminar la componente de absorcion asociada con la formacion estelar reproducidacon el espectro sintetico obtenido dando origen a una tabla de flujos reales de lıneasde emision que no habıan sido posible medir debido a la superposicion de las lıneasde absorcion asociadas a la actividad de formacion estelar de la galaxia huesped

La poblacion estelar presente en el espectro sintetico de NGC 6240 segun la literaturade Rodrıguez Zaurın J (2008) es una poblacion estelar joven con edades entret le 0 1 Giga ano con un porcentaje del 765745 en la zona I y 614753 enla zona IV La poblacion estelar con edad intermedia entre 0 1 lt tISP le 2 Gigaano presentan un porcentaje mas bajo del 176488 y 355544 en las zonas I yIV respectivamente Mientras que la poblacion estelar mayor de 125 Giga ano notienen asociado ningun porcentaje en la contribucion del espectro sintetico

43

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Existe una poca contribucion de poblacion estelar de tipo frıo K o M en NGC6240ya que la metalicidad de este tipo de poblaciones es aproximadamente cero en lasıntesis espectral mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para la zona IVpertenecen a poblaciones jovenes de tipo espectral O y M

44 Marıa E Rojas A

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CAPITULO 7

Anexos

SSP Edad [anos] Z Mstar

bc2003-hr-m42-chab-ssp-032spec 000174e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-034spec 000191e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-051spec 000417e9 000400 09666

bc2003-hr-m42-chab-ssp-052spec 000437e9 000400 09622

bc2003-hr-m42-chab-ssp-053spec 000457e9 000400 09579

bc2003-hr-m42-chab-ssp-054spec 000479e9 000400 09534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-055spec 000501e9 000400 09488

bc2003-hr-m42-chab-ssp-070spec 001000e9 000400 08862

bc2003-hr-m42-chab-ssp-073spec 001148e9 000400 08752

bc2003-hr-m42-chab-ssp-074spec 001202e9 000400 08716

bc2003-hr-m42-chab-ssp-075spec 001259e9 000400 08680

bc2003-hr-m42-chab-ssp-076spec 001318e9 000400 08644

bc2003-hr-m42-chab-ssp-077spec 001380e9 000400 08608

bc2003-hr-m42-chab-ssp-078spec 001445e9 000400 08571

bc2003-hr-m42-chab-ssp-079spec 001514e9 000400 08534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-080spec 001585e9 000400 08501

bc2003-hr-m42-chab-ssp-081spec 001660e9 000400 08469

bc2003-hr-m42-chab-ssp-082spec 001738e9 000400 08436

Continua en la pagina siguiente

51

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m42-chab-ssp-084spec 001905e9 000400 08369

bc2003-hr-m42-chab-ssp-087spec 002188e9 000400 08269

bc2003-hr-m42-chab-ssp-088spec 002291e9 000400 08237

bc2003-hr-m42-chab-ssp-112spec 006405e9 000400 07525

bc2003-hr-m42-chab-ssp-113spec 007187e9 000400 07446

bc2003-hr-m42-chab-ssp-114spec 008064e9 000400 07366

bc2003-hr-m42-chab-ssp-115spec 009048e9 000400 07287

bc2003-hr-m42-chab-ssp-116spec 010152e9 000400 07207

bc2003-hr-m42-chab-ssp-117spec 011391e9 000400 07130

bc2003-hr-m42-chab-ssp-118spec 012780e9 000400 07064

bc2003-hr-m42-chab-ssp-119spec 014340e9 000400 06997

bc2003-hr-m42-chab-ssp-120spec 016090e9 000400 06930

bc2003-hr-m42-chab-ssp-121spec 018053e9 000400 06863

bc2003-hr-m42-chab-ssp-122spec 020256e9 000400 06800

bc2003-hr-m42-chab-ssp-123spec 022727e9 000400 06738

bc2003-hr-m42-chab-ssp-124spec 025500e9 000400 06676

bc2003-hr-m42-chab-ssp-125spec 028612e9 000400 06613

bc2003-hr-m42-chab-ssp-126spec 032103e9 000400 06550

bc2003-hr-m42-chab-ssp-127spec 036020e9 000400 06486

bc2003-hr-m42-chab-ssp-128spec 040415e9 000400 06427

bc2003-hr-m42-chab-ssp-129spec 045347e9 000400 06370

bc2003-hr-m42-chab-ssp-130spec 050880e9 000400 06313

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52 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

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53 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

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54 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

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55 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

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bc2003-hr-m72-chab-ssp-074spec 001202e9 005000 08393

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56 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m72-chab-ssp-119spec 014340e9 005000 06930

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bc2003-hr-m72-chab-ssp-130spec 050880e9 005000 06356

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bc2003-hr-m72-chab-ssp-132spec 064054e9 005000 06253

bc2003-hr-m72-chab-ssp-133spec 071870e9 005000 06196

bc2003-hr-m72-chab-ssp-134spec 080640e9 005000 06143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-135spec 090479e9 005000 06088

bc2003-hr-m72-chab-ssp-201spec 1500000e9 005000 04972

bc2003-hr-m72-chab-ssp-204spec 1575000e9 005000 04960

bc2003-hr-m72-chab-ssp-214spec 1825000e9 005000 04924

bc2003-hr-m72-chab-ssp-218spec 1925000e9 005000 04908

Cuadro 71 Base N

57 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

3416 3436 [Ne v] 34260

3718 3735 [O II] 37260

3720 3737 [O II] 37288

3796 3802 H10 37979

3833 3841 H90 38354

3862 3871 [Ne III] 38691

3882 3891 H8 HeI 38890

3961 3973 [Ne III] 39678

3961 3974 Hε 39701

4024 4030 He I 40262

4067 4070 [S II] 40686

4095 4107 Hδ 41017

4332 4346 Hγ 43405

4469 4475 He I 44715

4854 4868 Hβ 48613

4947 4968 [O III] 49589

4998 5019 [O III] 50068

5009 5022 He I 50157

5156 5164 [Fe VII] 51584

5193 5202 [N I] 51991

5267 5274 [Fe III] 52704

5868 5883 He I 58756

6296 6303 [O I] 63003

6303 6315 [S III] 63121

6355 6372 [O I] 63638

6538 6591 [N II] 65480

6547 6576 Hα 65628

6575 6591 [N II] 65835

6667 6681 He I 66782

6710 6743 [S II] 67164

6718 6743 [S II] 67308

7061 7072 He I 70652

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58 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

7125 7142 [Ar III] 71358

7315 7329 [O II] 73195

7320 7335 [O II] 73302

6845 6945 BC03 lowastlowast7165 7210 BC03 lowastlowast7550 7725 BC03 lowastlowast5880 5906 NaD 5890 lowast lowast lowast9059 9079 [S III] 90690

lowast Lınea de emision

lowastlowast Region en la problematica Bruzual y Charlot (2003)

lowast lowast lowast Absorcion del medio interestelar en 5896A

Cuadro 72 Mascara General desarrollada por NataliaVale Asari (2005) para Starlight

59 Marıa E Rojas A

  • Acroacutenimos
  • Introduccioacuten
  • Fundamentos de Espectroscopiacutea
    • Fundamentos
    • Espectros Astrofiacutesicos
    • Nuacutecleos Activos de Galaxias
      • Sistema NGC6240
      • Sistema NGC6240
      • Coacutedigo de Siacutentesis Espectral
        • Modelo Fiacutesico - Matemaacutetico
        • Modelo Computacional
        • Bases Espectrales
          • Construccioacuten de una Poblacioacuten Estelar Simple (SSPs)
          • Modelos de Poblaciones Estelares Simples
              • Extraccioacuten y Anaacutelisis de Espectros
                • Reduccioacuten
                • Caracterizacioacuten
                  • Espectroscopiacutea Sinteacutetica
                    • Siacutentesis espectral
                    • Sustraccioacuten espectral
                    • Caracterizacioacuten espectral
                      • Clasificacioacuten de NGC6240
                        • Propiedades fiacutesicas de NGC6240
                          • Conclusiones
                            • Bibliografiacutea
                              • Anexos
Page 7: Espectroscop a estelar sint etica, aplicaciones astrof sicas · con modelos estelares que siguen una l nea de tiempo, producidos por la combinacion de bibliotecas de evolucion estelar,

Indice general

Acronimos 1

Introduccion 3

1 Fundamentos de Espectroscopıa 611 Fundamentos 712 Espectros Astrofısicos 1113 Nucleos Activos de Galaxias 12

2 Sistema NGC6240 15

Sistema NGC6240 15

3 Codigo de Sıntesis Espectral 1731 Modelo Fısico - Matematico 1832 Modelo Computacional 2033 Bases Espectrales 21

331 Construccion de una Poblacion Estelar Simple (SSPs) 21332 Modelos de Poblaciones Estelares Simples 23

4 Extraccion y Analisis de Espectros 2841 Reduccion 2842 Caracterizacion 32

5 Espectroscopıa Sintetica 3451 Sıntesis espectral 3452 Sustraccion espectral 3753 Caracterizacion espectral 39

vi

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

531 Clasificacion de NGC6240 3954 Propiedades fısicas de NGC6240 40

6 Conclusiones 43Bibliografıa 45

7 Anexos 51

INDICE GENERAL vii Marıa E Rojas A

Indice de cuadros

11 Lıneas de absorcion y emision reportadas en la literatura 12

31 Trayectorias Evolutivas usadas en BC03 Fuente BC03 2432 Bibliotecas de espectros estelares de BC03 Fuente BC03 2533 Diferentes calibraciones basadas BaSeL Fuente BC03 25

41 Resumen de las observaciones espectroscopicas de NGC6240 2842 Lıneas identificadas en la Zona I de NGC6240 3243 Lıneas identificadas en la Zona IV de NGC6240 33

51 Calidad del ajuste de Starlight 3552 Lıneas de Emision Zona I de NGC6240 3953 Lıneas de Emision Zona IV de NGC6240 4054 Calidad del ajuste de Starlight 4155 Porcentaje de formacion estelar sintetica de NGC6240 4156 Porcentaje de la metalicidad media en la sıntesis de NGC6240 42

71 Base N 5772 Mascara General 59

viii

Indice de figuras

11 Representacion de los procesos de emision y absorcion 712 Transiciones entre los niveles de energıa 813 Representacion grafica de un perfil de lınea 1014 Representacion grafica de FWHM (Ancho total a la mitad de la altura por

sus siglas en ingles) 1115 Galaxia normal NGC224 fuente NED 1316 Galaxia con nucleo activo MRK 0699 fuente SDSS 13

31 Espectros de SSPs del modelo BC03 Bruzual amp Charlot 2003 para dife-rentes metalicidades 27

41 Reduccion espectral para el filtro Rojo separacion espacial fuente MarioA Higuera G 29

42 Imagen fotografica del HST de NGC6240 3043 Espectros reducidos del visible para NGC6240 31

51 Ajuste espectral sintetico de la formacion estelar zona espectral I de NGC6240 3552 Ajuste espectral sintetico de la formacion estelar zona espectral IV de

NGC6240 3653 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral I de NGC6240 3754 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral VI de NGC6240 38

ix

Acronimos

A amp A Astronomy and Astrophysics

AGN Active Galactic Nucleus

AJ Astronomical Journal

ApJ Astrophysical Journal

ApJS Astrophysical Journal Supplement

BH Black Hole

BLR Broad line Region

BPT Baldwin Philips amp Terlevich

ChJAampA Chinese Astronomy amp Astrophysics

FWHM Full Width Half Maximum

HST Hubble Space Telescope

IR Infrared

IRAS Infrared Astronomical Satellite

ISO Infrared Space Observatory

LINER Low-ionization Nuclear Emission-line Region

LIRG Luminous Infrared Galaxy

MNRAS Monthly Notices of the Royal Astronomical Society

NED (NASAIPAC EXTRAGALACTIC DATABASE

NLR Near-infrared

NLSy1 Narrow-line Radio Galaxy

SB Starburst

1

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SDSS Sloan Digital Sky Survey

SED Spectral Energy Distribution

SFR Star Formation Rate

Sy1 Seyfert 1

Sy2 Seyfert 2

ULIRG Ultraluminous Infrared Galaxy

INDICE DE FIGURAS 2 Marıa E Rojas A

Introduccion

El continuo generado por una fuente estelar o galactica en un rango de longitudes de ondaentre 3500 A a 6000 A presenta cambios en su forma al interactuar con una nube a me-nor temperatura como su propia atmosfera en el caso estelar Este proceso fısicamentese atribuye a transiciones electronicas donde los fotones que producen el continuo cedensu energıa siendo en algunos casos la energıa necesaria para que electrones de los atomospresentes en la nube realicen transiciones a un nivel de mayor energıa generando ası undecaimiento en el continuo con la presencia de lıneas de absorcion Sin embargo estosno son los unicos procesos fısicos que pueden influir en el cambio del continuo de unafuente por ejemplo en galaxias con un nucleo activo como huesped se presentan procesosde excitacion generados por la colision de los atomos debidos a las altas temperaturas enla vecindad del disco de acrecion generando un exceso de fotones que se ven reflejadoscon lıneas de emision que se superponen en el continuo de la fuente en la direccion deobservacion

Al obtener el espectro de un nucleo activo se posee informacion de la fuente fotoionizanteresponsable del continuo y sobre el la superposicion de las lıneas de emision El problemadel espectro observado radica en la presencia de lıneas de absorcion que por su naturale-za provienen de la formacion estelar de la zona circundante al nucleo y que contaminanla informacion proveniente del nucleo activo Se hace entonces necesario minimizar laformacion estelar de este espectro mediante modelos matematicos de espectros estelaressemejantes a fin de sustraerlas del espectro original y tener solamente informacion de lafuente

Los modelos matematicos que permiten determinar las propiedades fısicas (edad meta-licidad e historia de la formacion estelar) con base en el continuo y lıneas emitido poruna galaxia consisten en reproducir un espectro integrador mediante la combinacion li-neal de espectros individuales de varias estrellas tomadas de una amplia librerıa (Sprinrad

3

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

amp Taylor 1970 Faber 1972 Pritchet 1977 Pickles 1985) Modelos mas recientes se ba-san en dos metodos de sıntesis de poblacion estelar El primero de ellos es la Sıntesis dePoblacion Estelar Evolutiva (SPEE) que realiza una comparacion de los datos de galaxiascon modelos estelares que siguen una lınea de tiempo producidos por la combinacion debibliotecas de evolucion estelar espectros estelares con funcion de masa inicial (FMI1) ehistoria quımica definida (Arimoto y Yoshii 1987 Guiderdoni y Rocca-Volmerange 1987Bressan et al 1993 Fioc y Rocca-Volmerange 1997 Vazdekis 1999 Bruzual y Char-lot 2003 Le Borgne et al 2003) El segundo metodo es la Sıntesis de Poblacion EstelarSemi-Empırica (SPESE) en la que se reproducen el continuo las lıneas de emision y laslıneas de absorcion con la combinacion lineal de sistemas simples de observaciones de altaresolucion con caracterısticas conocidas como metalicidad masa y edad (Bica 1988 Pe-lat 1997 Cid Fernandes et al 2001 Moultaka et al 2004) y avances teoricos (Prugnielamp Soubiran 2001 Le Borgne et al 2003 Bruzual SCharlot 2003 Bertone et al 2004Gonzalez Delgado et al 2004) reunidas en librerias las de como Vazdekis (1999) y LeBorgne et al (2004) entre otras

Los dos metodos se apoyan tambien en el tipo de datos analizados por ejemplo existenanalisis por colores (Wood 1966) por anchos equivalentes en la lınea de absorcion porındice espectral (Worthey 1994 Kauffmann et al 2003) y por caracterısticas de emisiontanto estelar como nebular (Leitherer et al 1995 Schaerer amp Vacca 1998 Mas-Hesse ampKunth 1991 Kewley et al 2001)

Un resultado claro de la sintesis espectral en el optico es la historia y evolucion de laformacion estelar de las galaxias tipo ULIRG2 que para el caso del sistema en colisionArp220 fue obtenida mediante el codigo Starlight (Cid Fernandes et al 2005) y pos-teriormente confirmada con el codigo Confit (Tadhunter et al 2005 Rodrıguez Zaurınet al 2007) y la obtencion de un chi-cuadrado χ2 entre las observaciones y los modelosde poblaciones estelares simples (J Rodrıguez Zaurın et al 2008) Con la obtencion dela sıntesis de la poblacion estelar del sistema Arp220 fue posible clasificar la poblacionestelar dominante en la region nuclear del sistema y confirmar con la literatura el origende la gran luminosidad de las ULIRG asociada a la interaccion entre galaxia y galaxia

El trabajo de J Rodrıguez Zaurın motiva a realizar una investigacion orientada ahora agalaxias tipo LIRGs3 del universo local (z le 02) como el sistema en fusion NGC6240que tiene una luminosidad de 3 5 times 1011 L en el infrarrojo (Yun amp Carilli 2002) y escatalogado como un nucleo activo (DePoy et al 1986)

1Funcion de Masa Inicial es una funcion de prueba que permite calcular cuanta masa puede tener unaestrella

2Galaxias ultraluminosas infrarrojas (ULIRGs) Untraluminous Infrared Galaxies con luminosidadLIR gt 1012L

3Galaxias luminosas infrarrojas (LIRGs) Luminous Infrared Galaxies con luminosidades entre LIR =1011 minus 1012L

INDICE DE FIGURAS 4 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

El objetivo de este trabajo consistio en recalibrar las lıneas de emision de los espectrosdel sistema NGC6240 que se encuentran contaminadas por las lıneas de absorcion pro-venientes de la formacion estelar de los espectros obtenidos por Rosa Gomez Delgadoinvestigadora adscrita al Instituto Astrofısico de Andalucia (IAA) mediante la obtencionsintetica de la componente estelar utilizando el codigo de sıntesis espectral Starlight ybases espectrales de Bruzual amp Charlot Para desarrollar este trabajo se llevo a cabo unarevision de los fundamentos de la espectroscopıa los cuales estan descritos en el primercapıtulo de este trabajo una caracterizacion del objeto con base en los reportes de laliteartura capıtulo dos y un analisis de la logica del codigo de sıntesis espectral Starlighta fin de encontrar los espectros que mejor reproducen el espectro original de NGC6240utilizando la biblioteca BC03 capıtulos tres y cuatro

Una vez se definio la base y la estructura del codigo se realizo una reduccion del espectrooriginal obteniendo un espectro caracterizado para las seis zonas mas cercanas al nucleoactivo y utilizadas como espectros de entrada en el codigo Starlight Para cada una de laszonas fue posible obtener el espectro sintetico de la poblacion estelar permitiendo carac-terizar la formacion estelar y a su vez recalibrar las lıneas de emision en sus flujos luegode la sutraccion de la componente estelar sintetica de cada zona del sistema NGC6240

INDICE DE FIGURAS 5 Marıa E Rojas A

CAPITULO 1

Fundamentos de Espectroscopıa

La constante agitacion de los atomos y moleculas al interior de materia que se encuentraa una temperatura superior a 3K ocasiona que esta emita radiacion termica ası cuandoun cuerpo se encuentra a una temperatura mayor que la temperatura de su entorno estese enfriara muy rapido debido a que la energıa de emision (del cuerpo) es mayor que laenergıa de absorcion (su entorno) este proceso ocurre hasta que se alcanza el equilibriotermico con el medio La radiacion emitida se puede analizar mediante el uso de un es-pectrometro el cual permite estimar la temperatura de un cuerpo y la composicion defrecuencias de la radiacion termica emitida Esta tecnica se denomina espectrometrıa

La informacion que se obtiene del estudio espectroscopico permite clasificar los cuerpossegun las caracterısticas de la emision que recibe un receptor en la direccion de observa-cion En la figura 11 se puede observar que a medida que el espectro descrito en la ley decuerpo negro de Planck viaja por el medio se presentan alteraciones en su forma segunla direccion de observacion es ası como para un observador A el continuo que provienede un objeto al atravesar un medio de menor temperatura presenta una disminucion enla intensisdad de la radiacion en la longitud de onda asociada a la transicion electronicagenerando lo que se conoce como lınea de absorcion mientras que un observador en ladireccion B recibe una intensidad de radiacion en una longitud de onda especıfica aso-ciada a una transicion electronica debida a la emision de un foton reflejado en lo que seconoce como lınea de emision Ambos procesos permiten interpretar las caracterısticasdel elemento quımico que se encuentra en el medio atmosfera o nube interestelar

En el presente capıtulo se presenta una breve revision de los conceptos inherentes a laespectroscopıa observacional

6

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

En+1

En

I()

I()

I()

Estrella A

B

Figura 11 Representacion de los procesos de emision y absorcion

11 Fundamentos

Espectro Continuo Representa la intensidad de radiacion de un cuerpo con relaciona la longitud de onda El comportamiento de la radiacion fue descrito por Plancken 1900 como la radiacion de cuerpo negro

ρT (ν)dν =8πν2

c3

ehνκT minus 1 (11)

donde ρT (ν) es el numero de fotones por unidad de volumen existente entre lafrecuencia ν y ν + dν h es la constante de Planck h = 663 times 10minus34 Jtimess κ laconstante de Boltzmann κ = 1 38 times 10minus23JK ν la frecuencia y T la temperaturaabsoluta y c la velocidad de la luz

En esta descripcion la energıa esta cuantizada es decir los atomos y las moleculassolo pueden tener unidades discretas de energıa E = hν y cada valor de energıarepresenta un estado cuantico diferente Atomos y moleculas emiten o absorbenenergıa en paquetes discretos tambien llamados fotones los cuales son emitidoscuando cambian de estado cuantico

Transicion electronica Proceso responsable del cambio de estado cuantico de unatomo o molecula El estado cuantico mas bajo puede ser el fundamental y losestados cuanticos altos los estados excitados Entonces una transicion electronica

11 FUNDAMENTOS 7 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

de un estado cuantico menor a un estado mayor esta asociado a una absorcionde un foton que produce la lınea de absorcion sobre el continuo Sin embargo elestado de excitacion por lo general es de corta duracion produciendo una transicionelectronica en sentido contrario de un estado cuantico mayor a uno de estado menorproduciendo la emision de un foton asociada a la desexcitacion y vista con una lıneade emision en una direccion arbitraria figura 12

Estados excitados

Estado Fundamental

Absorcioacuten

E

Emisioacuten

Figura 12 Transiciones entre los niveles de energıa

Perfil de Lınea Es el nombre que recibe la lınea espectral que observacionalmen-te no es infinitamente delgada sino que presenta un ensanchamiento que fısica ymatematicamente se explica a partir de

1 Ensanchamiento natural relacionado con el principio de incertidumbre de Hei-senberg ∆E∆t = ~ donde ~ es la simplificacion de h

2πsiendo h la contante de

PlanckEl Ensanchamiento natural es la medida de la energıa correspondiente a unatransicion en un tiempo t Matematicamente se expresa como

∆λ asymp λ2

2πc

(1

∆ti+

1

∆ti

) (12)

donde el diferencial energıa es Efoton = hcλ siendo c la velocidad de la luz

se considera del orden de 10minus6A

11 FUNDAMENTOS 8 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

2 Ensanchamiento Doppler debido a que en la nube de gas algunos atomos sealejan y otros se acercan al observador la contribucion total de radiacion sepuede desplazar al rojo y al azul como consecuencia del movimiento del gas enrotacion y se conoce como corrimiento al rojo (y al azul) z definido ası

z =λobservada minus λemitida

λemitida=

∆λ

λemitida= plusmn|vr|

c

donde vr es la velocidad radial en terminos de la velocidad mas probable en ladistribucion de Maxwell- Boltzman asociada a la temperatura local (T ) como

vr =

radic2κT

m

siendo κ la constante de Boltzmann y m la masa Por tanto el ancho de la lınease ve ensanchado matematicamen ası

∆λ =2λemitida

c

radic2κT

m (13)

3 Ensanchamiento colisional asociado a la interaccion de los atomos que se en-cuentran sometidos a altas presiones donde los niveles energeticos son altera-dos por los iones o electrones del ambiente ampliando la lınea debido a la altaprobabilidad de choque con atomos adyacentes Tal ensanchado esta dado por

∆λ =λ2

c

ησ

π

radic2κT

m (14)

donde 1ησ

es trayectoria libre media para colisiones

Entonces una transicion electronica se presenta en un intervalo de frecuenciasν = ∆E

h donde la intensidad de radiacion varıa en la vecindad de una frecuen-

cia central ν0 y se describe a traves de una funcion de probabilidad medianteun perfil de Lorentz o un perfil Gaussiano figura 13

Ancho equivalente (Wλ) es el ancho medido en A de una caja rectangular quecontiene un area igual a la contenida por un perfil de lınea espectral o el areamedida entre el nivel del continuo normalizado a la unidad con referencia cero

Wλ =

intfo(λ)minus fc(λ)

fc(λ)dλ (15)

donde fc(λ) es el flujo del continuo y fo(λ) es el flujo observado medido en A (figura14)

11 FUNDAMENTOS 9 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

F (υ)υο

Inte

nsid

ad d

e ra

diac

ioacuten

φ(υ)

Perfil de Lorentz

Perfil Gaussiano

Figura 13 Representacion grafica de un perfil de lınea

Ancho total a la mitad de la altura (FWHM por sus siglas en ingles) es el anchomedido a la mitad de la altura entre el continuo y el maximo del perfil de lınea y semiden en en A figura 14

Flujo Instantaneo es la energıa por unidad de tiempo que atraviesa un area dSobtenida al integrar la densidad de flujo espectral en todas las frecuencias posibles

F =

int π2

0

int 2π

0

I cos θ sen θdθdφ = πI (16)

siendo I la intensidad total emitida uniformemente en todas las direcciones Unaunidad de medida son los Janskys (10minus26 W mminus2 Hzminus1)

Luminosidad Se define como la energıa por unidad de tiempo emitida por una fuenteluminosa en todas las direcciones es decir en un angulo solido de 4π esteroradianesEn una radiacion isotropica la luminosidad se expresa como

L = 4πR2F (17)

donde F es la densidad de flujo que pasa a traves de una superficie que rodea lafuente luminosa a una distancia R por segundo su unidad de medida son ergs sminus1El termino 4π R2 corresponde al area superficial de la fuente luminosa obtenida dederivar el volumen de la esfera con respecto al radio

11 FUNDAMENTOS 10 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

FWHM

F2

F

120582[Å] 0

119865120582

W

0

FWHM

Figura 14 Representacion grafica de FWHM (Ancho total a la mitad de la altura porsus siglas en ingles)

Luminosidad Especıfica es la energıa en una frecuencia ν emitida por una fuentepor segundo

Lν = 4πR2Fν (18)

12 Espectros Astrofısicos

El espectro de una estrella o una galaxia contiene un continuo proveniente de la fuente yun espectro de lıneas superpuesta sobre el proveniente de las nubes en la vecindad de lafuente Todas las caracterısticas fısicas de estas nubes se adquieren con la interpretacionde las propiedades de las lıneas En el cuadro 11 se encuentran registradas las lıneas deemision y absorcion mas reportadas en la literatura con sus longitudes de onda especıficasen ellas sobresalen las lıneas de hidrogeno (serie de Balmer) lıneas de helio neutro lıneasde hierro doblete hidrogeno lınea de calcio ionizado (K) y la lınea del calcio neutro entreotras

En la figura 15 se observa el espectro de la galaxia NGC224 catalogada como una ga-laxia normal (Peimbert M amp Torres-Peimbert S 1981 Shuder J M Osterbrock DE1981 y Filippenko A V amp Sargent W L W 1988) en donde es posible encontrarlıneas anchas en las lıneas de Hα y Hβ asociadas a la alta velocidad del gas de la zonacentral

12 ESPECTROS ASTROFISICOS 11 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ [A] Lınea λ [A]

[O II] 3726032 [O III] 4958900

He I 3820000 [O III] 5006840

[NeIII] 3868760 C-C 5165000

K Ca-II 3933000 Fe II 5197570

H Ca-II 3968000 [O I] 6300304

HeI 4026000 [O I] 6363776

[S II] 4068600 [N II] 6548050

Fe II 4178862 Hα 6562819

Hδ 4101740 [N II] 6583460

Hγ 4340471 [S II] 6716440

Hβ 4861300 [S II] 6730810

Cuadro 11 Lıneas de absorcion y emision reportadas en la literatura

13 Nucleos Activos de Galaxias

Las galaxias con un nucleo activo (AGNs por sus siglas en ingles) son aquellas galaxiasque contienen una fuente central muy compacta altamente luminosa y emisoras de uncontinuo de gran cantidad de energıa y la presencia de intensas lıneas de emision El mode-lo que mejor describe las caracterısticas observadas en los AGNs es el Modelo Unificadoen donde se plantea que cada AGN contiene un agujero negro supermasivo en la regıoncentral (M amp 109M) y un disco de acrecion fuente del intenso continuo radiado Masdistante existe una region a la cual se le asocia la emision de lıneas denominada region delıneas anchas (BLR con vFWHM gt 100Kms) y mas distante una region de lınea delgadas(NLR con vFWHM lt 100Kms) rodeando un toro oscurecedor

Existen diferentes tipos de AGNs debido al registro de emision entre los que sobresalen

Galaxias Seyfert Objetos que presentan un nucleo brillante con lıneas de emisionproducidas por atomos en un amplio rango de ionizacion Un analisis espectral per-mitio categorizar estos AGNs en dos tipos Seyfert tipo 1 en donde se observan lıneasde emision anchas y Seyfert tipo 2 en donde se observan lıneas de emision estrechasestas galaxias se identifican segun la orientacion de observacion

Quasars AGNs que debido a sus distancias se observan como objetos muy brillantescon halos difusos estas son galaxias tıpicas en los primeros estadıos del universoaunque se encuentren tambien en el universo local

13 NUCLEOS ACTIVOS DE GALAXIAS 12 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

F λ[1

0-14

cm-2s-

1 Å-1]

0

2

4

6

8

λ[Å]3500 4000 4500 5000 5500

NGC224

Figura 15 Galaxia normal NGC224 fuente NED

LINERs (del ingles Low-Ionization Nuclear Emission-line Region) estas galaxiasson de baja luminosidad y sus espectros se asemejan a una tıpica galaxia Seyfert 2

En la figura 16 se presenta un espectro caracterıstico de un nucleo activo en el se puedeobservar que el continuo no responde a la ley de cuerpo negro y que ademas la intensidadde las lıneas de emision es superior a la intensidad de las lıneas de absorcion

F λ[1

0-17

cm-2s-

1 Å-1]

0

500

1000

1500

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Mkr699

Figura 16 Galaxia con nucleo activo MRK 0699 fuente SDSS

En algunas galaxias con nucleos activos tambien es posible encontrar intensa formacionestelar en la vecindad del AGN o en los brazos de la estructura huesped Esta actividadde formacion incrementa la emision en el infrarojo de manera que tambien se puedenclasificar como

13 NUCLEOS ACTIVOS DE GALAXIAS 13 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

LIRGs Galaxias Luminosas en el Infrarrojo (por su siglas en ingles Luminous In-frared Galaxies) con luminosidades L sim 1011L

ULIRGs Galaxias Ultra Luminosas en el Infrarrojo (por su siglas en ingles UltraLuminous Infrared Galaxies) presentan luminosidades L gt 1012L

Starburst galaxias que presentan una tasa de formacion estelar muy alta en un cortoperiodo de tiempo de la galaxia

13 NUCLEOS ACTIVOS DE GALAXIAS 14 Marıa E Rojas A

CAPITULO 2

Sistema NGC6240

NGC6240 (IC4625 UGC10592 MCG00-43-004 VV617 Psk1650+024) es un par inte-ractuante entre una galaxia elıptica y una galaxia ultraluminosa (IRAS 16504 0228)Fosbury amp Wall (1979) con dos nucleos en la region central Fried amp Schulz H (1983)Se encuentra a una distancia de 98 Mpc con ascension recta en 16h 52m 589s y declina-cion +02 24

prime03

primeprime desplazandose con una velocidad promedio de 7339 km sminus1

La morfologıa del sistema presenta una alteracion debida a la interaccion sin embargoSchulz et al (1993) detecta por primera vez la presencia de dos nucleos en la region cen-tral que segun las imagenes en el rojo de Dopita M A et al (2002) presentan fuertescolas de marea asociadas a la fusion hecho que llevo a catalogarla como un sistema demorfologıa compleja Observaciones en el optico han establecido que la separacion entrelos dos nucleos es de aproximadamente 16

primeprime(08 kpc) (Scoville NZ et al 2000) en

sentido norte-sur siendo el nucleo sur el mas brillante mientras que observaciones enradio calculan una separacion de 14

primeprime (Carral Turner amp Ho 1990) con una velocidad

de dispersion entre ellos de 229 km s minus1 (Tecza et al 2000 Genzel et al 2001)

El sistema NGC6240 posee una metalicidad aproximada de una decima solar (Oliva ampOriglia 1998) y es una fuente infrarroja ultraluminosa en donde el 99 de la lumino-sidad es bolometrica en el infrarrojo (Wright et al 1984 Soifer et al 1984) con unaluminosidad aproximada de 3 5times 1011 L (Yun amp Carilli 2002) de donde se estima queen un 50 a 75 es proveniente de un starburst (Genzel et al 1998 Rigopoulou etal 1999 Laurent et al 2000 Lutz et al 2003) mientras que el restante 25 o 50 proviene de la luminosidad del nucleo activo (Komossa et al 2003 Iwasawa amp Comastri1998 Vignati et al 1999 Iwasawa 1999 Matt 1999) derivado de los analisis en rayos Xen la lınea de emision de FeK a 64 keV para ambos nucleos y en la emision del continuo

15

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

a 100 keV

Un analisis del espectro en el optico muestra una fuerte emision en la lınea de [O III]y una debil emision en la lınea [O II] en el nucleo sur que se contrasta con una debilemision en la lınea [O III] y una fuerte emision en la lınea de [O II] del nucleo norteBarbieri C et al (1993) El espectro de NGC 6240 se destaca ademas por la relacionentre la lıneas de emision del hidrogeno molecular y la emision de [Fe II] en 164 micras(Becklin et al 1984 Rieke et al 1985 DePoy et al 1986) siendo la emision de Hα masfuerte al noroeste de la galaxia en contraste con la emision en el rojo al norte y al oestedel sistema El continuo puede ser descrito por modelos de absorcion con una instensidadaproximada de 650 mJy (Van Driel Wet al (2000)) debida a la emision nuclear directa(Vignati et al 1999 Netzer et al 1998)

Los estudios en el optico muestran que la emision de Hα se puede ver afectadas por laabsorcion asociada a la formacion estelar este hecho se refleja en la clasificacion paraeste sistema dentro de la taxonomıa de las galaxias activas ya que que su espectro sepuede clasificar como el de una galaxia con una region nuclear emisora de baja ionizacion(LINER) o Seyfert 2 (Kewley et al 2001 Goldader et al 1997a 1997b Kim et al 1995Veilleux et al 1995)

Existen varios estudios espectroscopicos del infrarrojo (IR) en la literatura (Doyon et al1994 Lester et al 1994) que muestran diferencias en la naturaleza de la poblacion estelarse considera que la poblacion estelar joven es la dominante del sistema Oliva et al (1999)

Otros estudios reportan poca actividad de H2O (Braatz et al 1997) sin embargo se con-firma la presencia de un perfil de absorcion en OH Baan et al (1985 1992) en dondealrededor de la mitad del flujo se concentra en una gruesa estructura de disco ubicadaentre el IR y el radio con una velocidad de 800 km sminus1 y un ancho total de lınea de 1400km sminus1 que revelan la complejidad de la dinamica de gases en este sistema debida a lagran perdida de masa que se aproxima a 500 M anominus1

Las recientes observaciones de NGC6240 realizado por el Satelite Chandra permitieroninvestigar el difuso halo galactico gracias a la emision de rayos X blandos en una regionde 110 times 80 kpc donde el gas tiene una temperatura aproximada de 75 millones deKelvin con una densidad estimada de 25 times 10minus3cmminus3 una masa total de 1010M unaluminosidad de 4 times 1041erg sminus1 y una metalicidad menor a 0 1Z Un analisis espectralespacialmente resuelto revela variaciones en la emision en Hα lo que implica un enri-quecimiento uniforme por parte de las supernovas de tipo II La evidencia observacionalapunta al aumento de la formacion de estrellas dentro de una gran abundancia de gasEmanuele Nardiniet al (2013)

16 Marıa E Rojas A

CAPITULO 3

Codigo de Sıntesis Espectral

Los astronomos han desarrollado algunos metodos para obtener informacion sobre la com-posicion de las estrellas y galaxias Uno de ellos es el analisis e interpretacion de los estadoselectronicos de los iones atomos y moleculas de las atmosferas de las estrellas y medio in-terestelar pertenecientes a una galaxia los cuales son reproducidos matematicamente a finde obtener espectros integrados que reconstruyen el espectro sintetico de la galaxia Hoyse tienen dos escuelas que describen la llamada sıntesis de poblacion estelar Evolutiva ySemi-empirıca En la primera escuela la sıntesis se obtiene al reproducir un biblioteca deespectros a partir de condiciones fısicas hipoteticas como historia de formacion estelarevolucion quımica y funcion de masa inicial sin embargo hay incertidumbre sobre las con-diciones fısicas reales de cada biblioteca En la segunda escuela la sıntesis es el resultadode una combinacion lineal de espectros de estrellas yo aglomerados con incertidumbre enla capacidad de las bases estelares para reproducir las condiciones diversas de las galaxiasGomes (2005)

El Dr Roberto Cid Fernandes desarrollo en 2005 un codigo de sıntesis mediante el al-goritmo Metropolis-Markov llamado Starlight Spectral Synthesis Code -Starlight el cualcombina linealmente elementos de bases estelares construidas a partir de observaciones yelementos de bases de poblaciones estelares simples teoricas con edad metalicidad y masadesarrolladas por Bruzual amp Charlot (2003) En este capıtulo se presenta la configuracionde las propiedades fısicas matematicas y computacionales del codigo Starlight

17

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

31 Modelo Fısico - Matematico

En la sıntesis espectral el espectro de una galaxia se compone de una combinacion linealde espectros de poblaciones estelares dentro de un espacio finito ξN con N componentesy elementos Lj(λ) (j = 1 N) Cada Lj es un espectro que depende de la poblacionestelar en un intervalo de longitud de onda λ La ecuacion principal del modelo de sıntesisespectral es

M(λ) =Nsumj=1

xjLj(λ) (31)

donde xj es el coeficiente de expansion y M(λ) es el espectro modelado de salida Laecuacion 31 puede expresarse como

M(λ)

M(λ0)=

Nsumj=1

xj

(Lj(λ)

Lj(λ0)

) (32)

donde se introduce la condicion de normalizacionsumN

j=1 xj = 1 que se cumplira en lalongitud de onda λ0 Ademas es posible interpretar que

M(λ) es el espectro modelo de prueba que a diferencia del espectro observado O(λ)puede consistir de unicamente lıneas de absorcion y un continuo

λ0 es la longitud de onda normalizada M(λ0) y Lj(λ0) son los valores del modelo

y espectro de la poblacion estelar j en λ0 Para este caso se considera λ0 = 4020 A

xj es el flujo monocromatico de la componente j en λ0 en el espacio ξN con extincionAV Al conjunto minusrarrx equiv (x1 xN) se llama el vector de poblacion e indica en lapractica la fraccion de luz debido a cada elemento N Por lo general esto no sumael 100 de la contribucion de luz

Lj(λ) es la poblacion estelar j del espacio ξN que comprende un elemento de labase Cada uno corresponde a una caracterıstica astrofısica bien definida (edad (tj)

metalicidad (Zj)) asociada a Lj medida en unidades L Aminus1 M

Para hacer un analisis funcional con el objeto de encontrar las relaciones del coeficiente xjes necesario una interpretacion matematica de los dos primeros items y una interpretacionfısica de los dos ultimos ası

1 Producto Interno como las funciones del espacio ξN son analıticas es necesariogarantizar que estas cumplan una relacion de ortogonalidad y ortornormalidad enun intervalo [a b] con respecto a una funcion de peso ε(λ) es decir

(Lm(λ) Ln(λ)) =

int b

a

Lm(λ)times Ln(λ)times ε(λ)dλ = Cmnδmn

31 MODELO FISICO - MATEMATICO 18 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

donde δmn es el delta de Kronecker y Cmn es una constante entonces si δmn es 1para todos los m y n se dice que el conjunto es ortonormal Por tanto

Nsumj

xj = 1 (33)

2 Extincion no se tiene en cuenta en el modelo Se sabe que la luz al atravesarun medio interestelar de gas o polvo presenta fenomenos de absorcion o dispersioncausando el llamado enrojecimiento del espectro el cual debe ser previamente co-rregido

3 Dispersion de velocidad es un proceso fısico debido a la dinamica estelar y estarelacionado con el corrimiento Doppler Ası el efecto neto sera el ensanchamiento delas lıneas de absorcion en el espectro observado (Oλ) efecto que debe ser corregidopreviamente

Incorporando las anteriores consideraciones la ecuacion 32 para un modelo fısico resulta

M(λ)

M(λ0)=

Nsumj=1

xj

(Lj(λ)

Lj(λ0)

)r(λ)otimesG(v σ) (34)

donde

r(λ) equiv 10minus04(AλminusAλ0) es el termino de extincion Aλ es la extincion del polvo en la

longitud de onda λ y Aλ0 es el enrojecimiento en la longitud de onda normalizadaλ0 En este trabajo se asume que la curva de extincion es similar a la de nuestragalaxia por eso se utilizara la ley de extincion de Cardelli et al (1989) Ademas seasume que todas las componentes estelares es decir cada elemento de la base sufreel mismo enrojecimiento AV

G(v σ) es una distribucion gaussiana de velocidades centrada en v con amplitudde dispersion σ Los espectros de base (L1(λ) LN) son convoluıdos1 (sımbolootimes) con G(v σ) para tener el ancho de las lıneas de absorcion y emision de M(λ)debidos a la cinematica estelar

1La convolucion transforma un espectro F (λ) a un espectro I(λ) dado por

I(λ) =

int +infin

minusinfinF

(λprime =

λ

1 + vc

)G(v v σ)dv (35)

31 MODELO FISICO - MATEMATICO 19 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

32 Modelo Computacional

La herramienta computacional que permitio realizar los calculos con la ecuacion 34 seencuentra disponible en wwwstarlightufscbr El codigo realiza una descomposicion deun espectro observado O(λ) sobre una base de espectros de poblaciones estelares simplescomo una combinacion lineal encontrando el mejor ajuste de M(λ) con relacion a O(λ)El ajuste a O(λ) se realiza a traves de la tecnica derivada de la mecanica estadısticaconocida como Simulated Annealing utilizada para encontrar los parametros mınimosmediante el algoritmo Metropolis - cadenas de Markov

χ2 equiv χ2 (minusrarrx M(λ0) Av v σ)) =

λfsumλi

(O(λ)minusM(λ))2 ω(λ)2 (36)

donde ω(λ)2 = eminus1λ es la funcion de peso expresada como la mascaraerror en cada λ

siendo cero para las longitudes de onda con flujos falsos o lıneas enmascardas λi es la lon-gitud de onda inicial y λf la longitud final de la suma en la funcion de χ2 Cid Fernandeset al (2004)

El ajuste se realiza en cuatro etapas

1 Primeros ajustes (First Fits FF) Hace un amplio barrido del espacio de parametros

Programa de enfriamiento el algoritmo pasa a traves de la base N disminu-yendo la temperatura iniciando desde la mas caliente hasta un valor mınimode temperatura definido en el archivo de configuracion siguiendo la funcionde probabilidad de Boltzmann y utilizando el criterio Metropolis planteado enCid Fernandes et al (2004b)

Adaptacion de la funcion peso Ajusta el peso de forma dinamica segun laeficiencia de las temperaturas aceptadas Cid Fernandes et al (2004b)

Criterios de convergencia centralizado en el valor adimensional el cual dacuenta de la convergencia de las cadenas asociado a cada elemento de la baseGelman y Rubin et al (1992)

Parametros cinematicos se define un valor para v y σ que se mantiene cons-tante en todo el algoritmo Metropolis Cid Fernandes et al (2004b)

2 Correcciones (Clip amp Refit) permite comprobar el peso asignado a cada punto res-pecto al espectro de entrada estableciendo el NSIGMA de ajuste

3 Apropiacion (Burn-In) es considerada la ultima etapa de Starlight ya que tomatodas las cadenas de Markov construidas en el paso anterior que tengan mayorpeso para encontrar ası el mejor ajuste de un espectro de entrada respecto a cadacadena

32 MODELO COMPUTACIONAL 20 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

4 Ultimos ajustes (EX0) desecha los componentes irrelevantes de la base N y afina elajuste generando el archivo de salida

33 Bases Espectrales

Una base espectral utiliza poblaciones estelares simples (SSPs) representadas mediantecumulos de estrellas que nacen a partir de una misma nube de gas con composicion quı-mica homogenea a traves de una formacion estelar intensa y caracterizada por tener unaedad y metalicidad bien definida

Definir las componentes N de la base es de vital importancia para que los resultadostengan alguna conexion con la realidad por ejemplo si se desea identificar la edad delas componentes estelares de una galaxia es necesario que la base precise dentro de susparametros la edad o metalicidad de cada N

331 Construccion de una Poblacion Estelar Simple (SSPs)

El metodo para generar la base de poblaciones estelares contiene tres componentes prin-cipales

1 Observaciones reunidas en bibliotecas estelares de espectros Estas varıan segun latemperatura y la luminosidad de las estrellas de acuerdo con las regiones que sepueden establecer en el diagrama Hertzsprung-Russell (HR)

2 Modelos teoricos de trayectorias evolutivas Estas predicen como serıa la evolucionde las estrellas en un diagrama HR que aportan a la formalizacion de una poblacionestelar

3 Funcion de masa inicial (FMI) φ(m) Pondera el numero de estrellas de masa entrem y m + dm independiente del tiempo y normalizada como

intmφ(m)dm = 1

El espectro de una estrella de masa m que depende de la longitud de onda λ la metali-cidad Z y la edad tprime definido por I(λm t

prime Z) en luminosidades solares [L] y con untiempo de vida τ(m) se define como

I(λm tprime Z) =

f(λm t

prime Z) si tprime le τ(m)

0 si tprime gt τ(m)(37)

donde f es una funcion de λm tprime y Z

Ahora se define

Ψ(tprime) tasa de formacion estelar

33 BASES ESPECTRALES 21 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Z(tprime) ley de enriquecimiento quımico

si se tiene una nube de gas con formacion estelar donde despues de un tiempo de vidat se tienen varias estrellas de distintas masas con edad tprime se debe satisfacer la relaciontprime le t ya que las estrellas no pueden ser mayores que el sistema Sin embargo las estre-llas con edades tprime nacieron en un tiempo t minus tprime donde la tasa de formacion estelar y elenriquecimiento quımico son diferentes de las actuales

El numero de estrellas con edad entre tprime y tprime+dtprime y masas entre m y m+dm en un tiempot esta dada por

dN(t) = Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdtprime (38)

Si la metalicidad esta dada por Z(tminus tprime) la suma de los espectros de las estrellas de edadentre tprime y tprime + dtprime y de masas entre m y m+ dm en el tiempo t es

I total(λm tprime Z(tminus tprime)) = I(λm t

prime Z(tminus tprime))times dN(t)

I total(λm tprime Z(tminus tprime)) = I(λm t

prime Z(tminus tprime))Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdtprime (39)

El espectro total en el tiempo t teniendo en cuenta todas las estrellas con masas entre ellımite inferior de las masas estelares (Mupp) y el lımite superior de masas estelares (Mlow)es

I(λ t) =

int t

0

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(tminus tprime))Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdt

prime (310)

Esta es la ecuacion general para crear un espectro l(λ t) de poblaciones estelares sujetoa una tasa de formacion estelar y a un enriquecimiento quımico determinado Por tantopara formar una poblacion estelar simple con una metalicidad Z y una edad t bien definidasolamente es necesario establecer Ψ(tminus tprime) como

Ψ(tminus tprime) = C times δ(tminus tprime) (311)

donde C es una constante de dimensiones [C] equiv [M] y δ(t minus tprime) equiv [anominus1] Luego laecuacion 310 se reemplaza por

I(λ t) =

int t

0

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(tminus tprime))Cδ(tminus tprime)φ(m)dmdt

prime (312)

Por tanto el espectro con una metalicidad definida en un tiempo tprime = 0 es

I(λ t) = C

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(0))φ(m)dm (313)

Con una poblacion estelar simple es posible generar los elementos de la base a partir dela ecuacion 313 como

33 BASES ESPECTRALES 22 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

L(λ t Z(0)) =I(λ t)

C

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(0))φ(m)dm (314)

L(λ t Z(0)) puede ser llamado Lj(λ) cuando t = tj y Z(0) = Zj con unidades [Lminus1Mminus1

]Por lo tanto el termino Lj(λ) se puede expresar como

Lj(λ) asympsumi

I(mi tj Z(j))φ(mi)∆mi donde τ(mi) le tj (315)

indicando que para calcular Lj(λ) se suman los espectros individuales de estrellas de unabiblioteca estelar dada a lo largo de una edad tj y metalicidad Zj por una funcion de masainicial

332 Modelos de Poblaciones Estelares Simples

Los espectros de las estrellas Lj(λ) se agrupan en diferentes modelos de poblaciones es-telares simples (SSPs) difiriendo en el conjunto de bibliotecas estelares y requerimientosevolutivos pero todos utilizan la funcion de masa de Chabrier (2003)

Υ(logm) prop

exp[minus

(logm minus logmc)2

2σ2

] si m le 1M

mminus13 si m gt 1M

(316)

con mc = 0008 y σ = 0069 Esta funcion de masa indica la cantidad de estrellas en unintervalo logarıtmico de masa 2

Los modelos utilizados son

STELIB (Stellar Library) contiene 249 estrellas observadas entre 3200A - 9500A yresolucion espectral de 3A (Le Borgne et al 2003)

2 podemos reemplazar φ(m) con la condicion de normalizacionint Mupp

Mlow

mΥ(logm)d logm = 1 (317)

con d logm

dm= 1

m ln 10 = d logm

dm= log e

m tenemos

log e

int Mupp

Mlow

Υ(logm)dm =

int Mupp

Mlow

mφ(m)dm = 1 (318)

por tanto

φ(m) = log eΥ(logm)

m (319)

33 BASES ESPECTRALES 23 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Nombre Metalicidad [Z] Fuente

Padova 1994 0001ndash 010 Alongi et al (1993)

Bressan et al (1993)

Fagotto et al (1994a)

Fagotto et al (1994b)

Girardi et al (1996)

Padova 2000 00004 ndash003 Girardi et al (2000)

Geneva 002 Schaller et al (1992)

Charbonnel et al (1996)

Charbonnel et al (1999)

Cuadro 31 Trayectorias Evolutivas usadas en BC03 Fuente BC03

MILES (A Medium Resolution INT Library of Empirical Spectra) Contiene 985estrellas observadas entre 3200A - 7500A y resolucion media de 23A (Sanchez-Blazquez et al 2006)

Granada contiene 1654 espectros estelares compuestos con modelos de atmosferaestelar entre 3000A - 7000A y resolucion espectral de 03A (Martins et al 2005)

Bruzual amp Charlot (2003 BC03) Contiene 26 modelos de base con SSPs calculadosutilizando trayectoria evolutiva de Padova 1994 (Alongi et al 1993 Bressan et al1993 Fagotto et al 1994 Girardi et al 1996) cada base contiene 221 espectros dealta resolucion con edades desde t = 0 a t = 20 Giga anos en un rango de 3200A -9500A en unidades de LAminus1 Mminus1

13 de estas SSPS utilizan la FMI de Chabrier(2003) con Mlow = 01 M y Mupp = 100 M normalizados a una masa total de1M en las estrellas a la edad t = 0 las otras 13 SSPs son analogos Salpeter

Para este trabajo se adapto la base de poblaciones estelares simples de la biblioteca deBruzual e Charlot (2003 BC03) que se basa en trayectorias evolutivas y en bibliotecasde espectros estelares descritas en la tabla 31 32 y 33 La mayorıa de los resultadospublicados de Starlight usan este modelo por su amplia gama en edades y metalicidades

Para reproducir la formacion estelar de NGC6240 se utiliza una base que contiene 200SSPs con edades entre 2 times 106 y 13times1010 anos con resolucion de 3A en un rango de3200A a 9500A para las metalicidades de 02Z (m42) 04Z (m52) 1Z (m62) y 25Z(m72) con rutas evolutivas de Padova 1994 libreria STELIB 2003 y funcion masa inicialde Chabrier (2003) mostrados en el cuadro anexo 71 y visualizados en la figura 31 Ca-da una de las figuras representa una metalicidad de la base con sus respectivos 50 SSPscorrespondientes a diferentes edades En ellas es posible observar que los espectros se

33 BASES ESPECTRALES 24 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Nombre Tipo Intervalo de Resolucion Intervalo de Fuente

longitud de onda metalididad

BaSeL teorica 91 A a 160 micro m 300 105Z a 10Z Kurucz (1995 pc)

Bessel et al (1989)

Bessel et al (1991)

Fluks et al (1994)

Allard amp Hauschidt (1995)

Rauch (2002)

STELIB observacional 3200A a 9500A 2000 - 20 lt[FeH] lt050 Le Borgne et al (2003)

Pickles observacional 1205A a 25 micro m 500 Z Pickles (1998)

Fanelli et al (1992)

Cuadro 32 Bibliotecas de espectros estelares de BC03 Fuente BC03

Nombre Calibracion Fuente

BaSeL 10 teorica Lejeune et al (1997)

Lejeune et al (1998)

BaSeL 22 semi-empırica Lejeune et al (1997)

Lejeune et al (1998)

BaSeL 31 semi-empırica Westera (2000)

Padova 2000 00004 a 003 Westera et al (2002)

Cuadro 33 Diferentes calibraciones basadas BaSeL Fuente BC03

33 BASES ESPECTRALES 25 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

distribuyen desde la poblacion estelar de mayor temperatura en la parte superior hastalas mas frıas en la parte inferior cada espectro se encuentra calibrado por flujo y sonnormalizados a la unidad de masa solar (M)

Otra caracterıstica de la base BC03 es que no reproduce las lıneas de emision observadaspor lo tanto solo es posible reproducir las lıneas de absorcion debidas a la formacionestelar Es entonces donde el codigo requiere enmascarar o definir rangos de longitud deonda que correspondan a las lıneas de emision con el fin de aumentar la sensibilidaddel ajuste y encontrar ası la componente de absorcion que puede estar siendo opacadapor las lıneas de emision del mismo intervalo Para este trabajo se utiliza la mascarageneral dispuesta dentro del codigo adaptada en la tesis doctoral Natalia Vale Asari(2005) donde se enmascaran la lıneas de emision mas fuertes La mascara esta basada enlos trabajos de Gonzalez-Delgado et al (1995) Pastoriza et al(1993) Benjamin et al(1999) y Zhang et al (2005) y en regiones problematicas de la base de Bruzual y Charlot(2003) asociadas a efectos turbulentos entre 6845A - 6945A y entre 7550A - 7725A y laregion entre 7165A -7210A debida a errores sistematicos La mascara general detallada sepuede ver en la tabla anexa 72

33 BASES ESPECTRALES 26 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

02 Z∘

Log(L λ)[L ∘Å-

1 M∘-

1 ]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

04 Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

file=357911131415171921232527293133353639414345474951535557596163

(a) (b)Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

file=357911131517192123252729313335373941434547495153555759

25Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

y136y135y132y131y130y129y128y127y125y122y121y120y119y118y117y116y115y114y109y106y98y95y94y93y92y90y88y89y97y86y85y84y83y81y59y58y57y56y55y54x51y51y49x48y48y47y46y40y39

(c) (d)

Figura 31 Espectros de SSPs del modelo BC03 Bruzual amp Charlot 2003 para diferentesmetalicidades (a) 02Z (m42) (b) 04Z (m52) (c) 1Z(m62) (d) 25Z(m72) cadametalicidad contiene 50 SSPs con edades entre 2times 106 y 13times 1010 anos Resolucion de3A

33 BASES ESPECTRALES 27 Marıa E Rojas A

CAPITULO 4

Extraccion y Analisis de Espectros

El espectro original se obtuvo con el espectrografo ISIS del telescopio William Herschel de4 2m (WHT) instalado en la Palma (Canarias) utilizando las configuraciones R300B -CCD EEV 12 y R316R - CCD MARCONI2 para los brazos azul y rojo respectivamenteentre 3000A- 5000A y 5000A - 7800A con una escala de 149 segundos de arcomm alo largo de la hendidura El espectro fue cedido por la doctora Rosa Gomez Delgadodel Instituto de Astrofısica de Andalucia Los detalles de la observacion se encuentranregistrados en la tabla 41

Fecha Brazo CCD+gratting Slit PA Slit width (arcsec) texp[sec]

20050910 Red MARCONI2+R316R 88593063 1237020 900

20050909 Blue EEV12+R300B 88620857 1237020 900

Cuadro 41 Resumen de las observaciones espectroscopicas de NGC6240

41 Reduccion

En un espectro obtenido con una apertura donde no es posible identificar cual es lazona espacialmente localizada se hace necesario encontrar la orientacion espacial a fin deajustar la imagen espectral respecto a una imagen fotografica de orientacion conocida Estareorientacion fue realizada por Rosa Gomez Delgado y Mario A Higuera G con rutinas deIRAF (Image Reducction and Astronomical Facilities ver httpwwwirafcom) tomandocomo imagen fotografica de referencia la dispuesta en la base del Telescopio EspacialHubble (HST) ver httphubblesiteorggallery

28

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Figura 41 Reduccion espectral para el filtro Rojo separacion espacial fuente Mario AHiguera G

Un vez reorientado el espectro original se realizo una separacion de la cantidad de luzque paso a traves de la apertura del instrumento para los filtros rojo y azul a lo largodel rango espacial definido En la apertura espacial aparecen todas las fuentes de emisionpresentes en el momento del registro Al visualizarlas con la rutina apall de IRAF figura41 se separan las regiones de estudio

El analisis permito identificar y reducir seis zonas en total para cada filtro que al sersuperpuestas con la imagen fotografica espacial de NGC6240 se distiguieron ası zona Inucleo del sur zona II proximidad hacia el sur de la zona I zona III proximidad hacia elnorte del registro fotografico zona IV nucleo del norte zona V seccion intermedia entrelos dos nucleos y finalmente la zona VI estrella de calibracion

De todas las zonas se obtuvo un espectro para cada filtro estos fueron normalizados ypromediados con el fin de dar unicidad y ası permitir visualizar un espectro del visible enun rango entre 3200A y 7200A para todas las zonas Los espectros obtenidos se corrigieronpor Doppler (z = 0024480 NED ver httpnedipaccaltechedu) y exceso de colorasociado al polvo segun Cardelli et al (1989) en donde

E(BminusV ) = minus232 log

(Rint

Robs

)siendo Rint = 31 y Robs =HαHβ la relacion de flujos previamnete calibados de las lıneasHα y Hβ medidos por tecnica de separacion en LINER1

1LINER herramienta computacional del reporte interno de Richard W Pogge la cual utiliza una

41 REDUCCION 29 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Figura 42 Imagen fotografica del HST de NGC6240

Los espectros al final de la reduccion que se utilizaron para este trabajo se presentan enla figura 43

Al realizar el analisis de cada una de las zonas reducidas se encuentra que las zonas Iy IV presentan espectros asociados a nucleos activos las zonas II y III corresponden alas regiones adyacentes de estos nucleos que debido a su baja razon senal-ruido no serananalizadas en este trabajo la zona V corresponde a la zona intermedia debida a la fuertecomponente estelar presente en el espectro y finalmente la zona VI presenta un espectrocaracterıstico de una estrella identificada en la imagen fotografica que se utiliza comopatron de referencia figura 42

tecnica que define un continuo arbitrario sobre el cual es posible marcar el centro esperado de una lıneasobre un espectro esto permite adquirir los valores de λ centro de lınea FWHM ancho equivalente yflujo de las lıneas tanto de emision como de absorcion

41 REDUCCION 30 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

0

2eminus13

4eminus13

6eminus13

8eminus13

λ[Å]4000 5000 6000

Zona I

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

0

2eminus16

4eminus16

6eminus16

8eminus16

1eminus15

12eminus15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona II

(a) (b)

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

minus2eminus16

minus1eminus16

0

1eminus16

2eminus16

3eminus16

4eminus16

λ[Å]3000 4000 5000 6000 7000

Zona III

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

0

5eminus14

1eminus13

15eminus13

2eminus13

25eminus13

3eminus13

35eminus13

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona IV

(c) (d)

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

minus1eminus16

0

1eminus16

2eminus16

3eminus16

4eminus16

5eminus16

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona V

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

2eminus17

4eminus17

6eminus17

8eminus17

1eminus16

12eminus16

λ[Å]4000 5000 6000 7000

ZonaVI

(e) (f)

Figura 43 Espectros reducidos del visible para NGC6240 (a) Zona I (b) Zona II (c)Zona III (d) Zona IV (e) Zona V (f) Zona VI

41 REDUCCION 31 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

42 Caracterizacion

Los espectros de las zonas I y IV son caracterizados por los valores de λ centro de lıneaFWHM ancho equivalente y flujo de las lıneas de absorcion y emision los cuales se puedenobservar en las tablas 42 y 43 para cada zona respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259856 141934 121105 932365

He I lowast 3820000 38243220 240649 -368885 -331320

[Ne III] 3868760 38665283 196365 960760 849525

K-Ca II lowast 3933000 39298906 825863 -438132 -378235

H-Ca II lowast 3968000 39671277 970000 -270968 -230588

He I 4026000 40302915 870264 207639 172326

[S II] 4068600 40671338 613711 167254 136787

Fe II 4178862 41774009 188631 0157450 0123046

Hδ 4101740 41114917 365668 0608985 0489181

Hγ 4340471 43366045 920191 176589 128710

Hβ 4861300 48590737 156186 132648 538800

[O III] 4958900 49586538 303193 112192 394091

[ OIII] 5006840 50054878 217619 263052 856364

C-C lowast 5165000 51681416 204788 -181874 -0543207

Fe II 5197570 51986562 182212 770700 227194

Na-I(D) lowast 5892000 58881143 119381 -971280 -202980

[O I] 6300304 62998452 208984 297493 540325

[O I] 6363776 63638130 213094 886981 157329

[N II] 6548050 65467163 236476 372079 629095

Hα 6562819 65614551 236476 988640 172153

[N II] 6583460 65830864 236476 950283 194036

[S II] 6716440 67180718 184565 402939 743104

[S II] 6730810 67330210 184565 288223 514382lowast Lınea de absorcion

Cuadro 42 Lıneas identificadas en la Zona I de NGC6240

En la caracterizacion de las dos zonas sobresale una significativa emision de Hβ [OIII]5007A Hα y [NII] 6585A asociadas a la formacion estelar o actividad del nucleo galacticoTambien es posible observar la presencia de lıneas de emision de HeI [OI] en conjuntocon la serie de Balmer Ası mismo fue posible medir la lınea de emision [OII] en 3727Ajunto con las lıneas de H-Ca K-Ca

42 CARACTERIZACION 32 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3728815 37295811 139871 980735 752002

[Ne III] 3868760 38702319 202032 129640 988668

K-Ca II lowast 3933000 39331504 649803 -303453 -241752

H-Ca II lowast 3968000 39680195 689754 -287500 -234462

G-banda lowast 4301000 43048105 301566 -703450 -553622

Hγ 4340471 43404194 808685 104001 0771791

Hβ 4861300 48625376 157743 105704 477370

[O III] 4958900 49602510 204316 867190 374412

[O III] 5006840 50088350 156499 203541 858706

C-C lowast 5165000 51694761 221025 -478236 -186147

[O I] 6300304 62999092 223367 346819 593403

[O I] 6363776 63637612 260837 125170 209970

[N II] 6548050 65507192 180655 374786 791877

Hα 6562819 65663501 180655 788344 165570

[N II] 6583460 65867407 180655 101594 211693

[S II] 6716440 67188540 132432 320833 634206

[S II] 6730810 67328965 185795 414013 81368lowast Lınea de absorcion

Cuadro 43 Lıneas identificadas en la Zona IV de NGC6240

42 CARACTERIZACION 33 Marıa E Rojas A

CAPITULO 5

Espectroscopıa Sintetica

Ajustada la sintesis de poblacion estelar inherente al codigo Starlight se estudio la galaxiaNGC6240 y se obtuvieron propiedades fısicas tales como la composicion estelar a lo largode la historia de la formacion estelar de la galaxia bajo la biblioteca de Bruzual y Char-lot (2003) parametros cineticos como extincion por polvo AV y el vector de poblacionestelar en terminos de una fraccion de luz(xj) obtenidos con la interprestacion del porcen-taje de formacion estelar sintetica y las caracterısticas de las lıneas de absorcion obtenidas

51 Sıntesis espectral

Con el fin de encontrar la sintesis de la poblacion estelar de los dos nucleos del sistema encolision NGC6240 se ejecuto el codigo Starlight para las zonas en las que era posible vi-sualizar la regiones centrales de cada nucleo zonas I y IV Con estos espectros de entradase ejecutaron las combinaciones lineales de la base de Bruzual y Charlot (2003) para lasmetalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z individualmente con esto se identificaron laspoblaciones estelares que contribuıan en la reproduccion sintetica de cada zona Con baseen estos resultados parciales finalmente se construyo la base que mejor representa cadazona respectivamente Esta contiene 200 poblaciones estelares con edades entre 2 times 106

y 13times1010 anos resolucion de 3A en un rango de 3200A a 9500A con metalicidades de02Z 04Z 1Z y 25Z rutas evolutivas de Padova 1994 libreria STELIB y funcionmasa inicial de Chabrier (2003)

La busqueda del mejor ajuste entre el espectro de entrada y el espectro de salida se centroen disminuir al maximo el valor de la relacion [chi2Nleff ] la cual relaciona el valor delχ2 de cada valor de λ Otro valor que se tuvo en cuenta fue la desviacion media porcentual

34

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

de todos los pıxeles con relacion al espectro de entrada [adev( )] los mejores valores seregistraron en la tabla 51

Parametro Zona I Zona IV

[chi2Nleff ] 137545 113193

[adev( )] 638644 446156

Cuadro 51 Calidad del ajuste de Starlight

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

Figura 51 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral I de NGC6240 (trazo negro)

Los espectros de la formacion estelar logrados con este ajuste se muestran en las figuras51 y 52 en donde el trazo rojo representa la formacıon estelar asociada al espectro deentrada representado con el trazo negro de las zonas I y IV respectivamente

En estas figuras se puede observar una componente de absorcion sintetica por cada lıneade emision observada del espectro de entrada como es el caso de las lıneas en la longitudde onda de 3740A 3796A 3837A 3887A 3933A 3969A 4098A 4338A 4100A 4339A4860A 6548A las cuales corresponde a transiciones electronicas conocidas y definidas enel cuadro 11

51 SINTESIS ESPECTRAL 35 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

ObservadoSinteacutetico

Figura 52 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral IV de NGC6240 (trazo negro)

51 SINTESIS ESPECTRAL 36 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

52 Sustraccion espectral

Un vez definida la formacion estelar de cada una de la zonas espectrales se realizo unasustraccion de la formacion estelar asociada a cada zona con el fin de descontaminar elespectro de emision del nucleo activo filtrando ası un espectro de mejores caracterısticasel cual es posible observar en el trazo azul de las figuras 53 y 54

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 53 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral I de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral I de NGC6240 (negro)obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z(b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 37 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 54 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral VI de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral IV de NGC6240(negro) obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Zy 25Z (b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 38 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

53 Caracterizacion espectral

Cada uno de los espectros se caracterizo con la identificacion de todas las lıneas de emisionpresentes en ellas una vez realizada la sustraccion mediante un ajuste de tipo gaussianodefinido en un continuo aleatorio en el software LINER siendo posible obtener el centrode lınea el ancho total a la mitad de la altura (FWHM) y el flujo total visualizados enlas tablas 53 y 53 para las zonas I y IV respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259714 145056 273839 953139

H11 3770630 37686479 440904 425545 149716

H10 3797898 37960681 401993 326624 112110

H9 3835384 38334482 367421 376538 124836

[Ne III] 3868760 38685388 179806 168928 541474

K Ca-II lowast 3933000 39294148 131932 -206818 -623528

H Ca-II 3968000 39691155 446669 468596 135456

He I 4026000 40263750 264590 900988 244257

[S II] 4068600 40721025 240745 173767 446216

Hδ 4101740 40978579 169919 276703 688289

Hγ 4340471 43382275 130266 353231 612874

Hβ 4861300 48594336 151258 -677140 792772

[O III] 4958900 49571484 182238 -129678 227669

[O III] 5006840 50056445 189935 -360470 737521

Fe II 5197570 51990830 217043 -909013 291244

[O I] 6300304 62998164 236848 -365105 644235

[O I] 6363776 63634268 280102 -542065 239085

[NII] 6548050 65466426 250518 -330128 652055

Hα 6562819 65614375 250518 -114643 186725

[N II] 6583460 65836201 250518 -195511 214778

[S II] 6716440 67192485 222886 -472177 102774

[S II] 6730810 67358408 222886 -280570 502474lowast Lınea de absorcion

Cuadro 52 Lıneas de Emision Zona I de NGC6240

531 Clasificacion de NGC6240

Para clasificar a NGC6240 entre los tipos de nucleo activo descritos en la literatura seutilizo las razones de flujo para la ubicacion de este sistema en el diagrama BPT (Bald-win Phillips amp Terlevich 1981) descrito en Cid Fernandes et al (2010) como la mejorseparacion entre galaxias tipo Seyfert LINER y de formacion estelar fuerte mediante la

53 CARACTERIZACION ESPECTRAL 39 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[ O I] 3726032 37296033 143969 -221934 787713

[Ne III] 3868760 38706140 118089 -233171 399531

K Ca-II lowast 3933000 39330952 120923 341232 -383848

S II 4076349 40792864 693475 913706 854107

Hδ 4101742 41004019 936462 679737 301683

Fe II lowast 4303176 43052456 192020 -119689 -283858

Hγ 4340471 43394087 100879 155567 419237

Hβ 4861300 48617803 144197 -647377 680787

[O III] 4958900 49606152 172003 -194691 316305

[O III] 5006840 50090156 161854 -479744 914152

[O I] 6300304 63029087 178476 -155210 621454

[O I] 6363776 63667563 189027 334244 199334

[N II] 6548050 65512285 184697 -152528 896611

Hα 6562819 65665557 184697 -1004495E+06 173249

[N II ] 6583460 65869326 184697 711567 217207

[S II] 6716440 67182754 122346 -459232 516263

[S II] 6730810 67316655 212515 -152349 100130lowast Lınea de absorcion

Cuadro 53 Lıneas de Emision Zona IV de NGC6240

relacion de los flujos de las lıneas de emision de Hα Hβ [NII]λ6584 y [OIII]λ5007 enlog([NII]λ6584 Hα) y log([OIII]λ5007Hβ) que para el caso de la region VI es

log([NII]λ6584 Hα) =020

y

log([OIII]λ5007 Hβ) =-028

lo que ubica a NGC6240 en el diagrama BPT dentro de las galaxia tipo LINER en con-cordancia con el catalogo de Veron-Cetty de (2006)

54 Propiedades fısicas de NGC6240

Los parametros derivados del mejor modelo de la sıntesis permiten adicionalmente calcu-lar y encontrar algunas propiedades fısicas de la galaxia tabla 54 A partir de cada unode estos parametros fue posible asociar las siguientes propiedades

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 40 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Parametro Definicion Zona I Zona IV

[summinus of minus xj( )] Vector de poblacion estelar 9422336 9897032

[Miniminus tot] Fraccion de masa 846570E+02 706677E+03

[Mcor minus tot] Logaritmo de la masa estelar [M] 613714E+02 363687E+03

[v0minusmin(kms)] -11323 -13292

[vdminusmin(kms)] 4700 8439

[AV minusmin(mag)] Atenuacion del polvo [magnitud] -10000 -10000

Cuadro 54 Calidad del ajuste de Starlight

Zona OSP IPS YPS

I 0 176488 765745

IV 06582 355544 614753

Cuadro 55 Porcentaje de formacion estelar sintetica de NGC6240 poblacion estelar joven(YSPs) t le 0 1 Giga anos poblacion estelar con edad intermedia (ISP) 0 1 lt tISP le 2Giga anos la poblacion estelar con edad superior (OSP) 125 Giga ano Rodrıguez ZaurınJ et al (2008)

EdadLa interpretacion del termino [summinus of minus xj( )] vector poblacion xj discutido enla seccion 31 permitio clasificar la poblacion estelar sintetica en i poblacion estelarjoven (YSPs) con componentes estelares de edad t le 0 1 Giga ano ii poblacionestelar con edad intermedia (ISP) con componentes de edad entre 0 1 lt tISP le 2Giga ano y iii poblacion estelar con edad superior (OSP) con componentes de edadmayor que 12 5 Giga ano Rodrıguez Zaurın J et al (2008) Es entonces como alrealizar un tabulacion de este vector en la sıntesis de NGC6240 se puede concluirque mas del 60 de la poblacion estelar corresponde a poblacion estelar joven elporcentaje de cada componente segun la zona se especifica en la cuadro 55

MetalicidadEl porcentaje de las metalicidades empleadas para reproducir el sistema NGC6240fueron tabulados en el cuadro 56 Se puede concluir que existe una contribucion depoblacion estelar de tipo frıo K o M ya que la metalicidad de este tipo de poblacioneses aproximadamente cero mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para lazona IV pertenecen a poblaciones mas calientes de tipo espectral O y M

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 41 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Zona 02Z( ) 04Z( ) 1Z( ) 25Z( )

I 219 3618 5583 00002

IV 1289 4501 4105 0

Cuadro 56 Porcentaje de la metalicidad media en la sıntesis de NGC6240

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 42 Marıa E Rojas A

CAPITULO 6

Conclusiones

Del mapeo de la galaxia NGC 6240 se logro extraer un espectro de buenas caracte-rısticas correspondiente a las zonas I y IV las cuales responden a las zonas espacialesde los nucleos de la galaxia mientras que para las demas zonas es necesario aunrealizar algunas reducciones con mayor detalle para lograr ası eliminar el alto ruidopresente en los espectros

Sobre los espectros espacialmente definidos se realizo una extraccion que permitioidentificar las lıneas de emision y absorcion presente en la zonas I y IV

Con base en la combinacion de las bases de poblaciones estelares de Bruzual GCharlot S (2003) se construyo un espectro sintetico de buenas caracterısticas conla ejecucion de Spectral Synthesis Code -Starlight Cid Fernandes R (2005) en laszonas I y IV

Se realizo una sustraccion entre el espectro observado y el espectro sintetico a fin deeliminar la componente de absorcion asociada con la formacion estelar reproducidacon el espectro sintetico obtenido dando origen a una tabla de flujos reales de lıneasde emision que no habıan sido posible medir debido a la superposicion de las lıneasde absorcion asociadas a la actividad de formacion estelar de la galaxia huesped

La poblacion estelar presente en el espectro sintetico de NGC 6240 segun la literaturade Rodrıguez Zaurın J (2008) es una poblacion estelar joven con edades entret le 0 1 Giga ano con un porcentaje del 765745 en la zona I y 614753 enla zona IV La poblacion estelar con edad intermedia entre 0 1 lt tISP le 2 Gigaano presentan un porcentaje mas bajo del 176488 y 355544 en las zonas I yIV respectivamente Mientras que la poblacion estelar mayor de 125 Giga ano notienen asociado ningun porcentaje en la contribucion del espectro sintetico

43

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Existe una poca contribucion de poblacion estelar de tipo frıo K o M en NGC6240ya que la metalicidad de este tipo de poblaciones es aproximadamente cero en lasıntesis espectral mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para la zona IVpertenecen a poblaciones jovenes de tipo espectral O y M

44 Marıa E Rojas A

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BIBLIOGRAFIA 50 Marıa E Rojas A

CAPITULO 7

Anexos

SSP Edad [anos] Z Mstar

bc2003-hr-m42-chab-ssp-032spec 000174e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-034spec 000191e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-051spec 000417e9 000400 09666

bc2003-hr-m42-chab-ssp-052spec 000437e9 000400 09622

bc2003-hr-m42-chab-ssp-053spec 000457e9 000400 09579

bc2003-hr-m42-chab-ssp-054spec 000479e9 000400 09534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-055spec 000501e9 000400 09488

bc2003-hr-m42-chab-ssp-070spec 001000e9 000400 08862

bc2003-hr-m42-chab-ssp-073spec 001148e9 000400 08752

bc2003-hr-m42-chab-ssp-074spec 001202e9 000400 08716

bc2003-hr-m42-chab-ssp-075spec 001259e9 000400 08680

bc2003-hr-m42-chab-ssp-076spec 001318e9 000400 08644

bc2003-hr-m42-chab-ssp-077spec 001380e9 000400 08608

bc2003-hr-m42-chab-ssp-078spec 001445e9 000400 08571

bc2003-hr-m42-chab-ssp-079spec 001514e9 000400 08534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-080spec 001585e9 000400 08501

bc2003-hr-m42-chab-ssp-081spec 001660e9 000400 08469

bc2003-hr-m42-chab-ssp-082spec 001738e9 000400 08436

Continua en la pagina siguiente

51

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m42-chab-ssp-084spec 001905e9 000400 08369

bc2003-hr-m42-chab-ssp-087spec 002188e9 000400 08269

bc2003-hr-m42-chab-ssp-088spec 002291e9 000400 08237

bc2003-hr-m42-chab-ssp-112spec 006405e9 000400 07525

bc2003-hr-m42-chab-ssp-113spec 007187e9 000400 07446

bc2003-hr-m42-chab-ssp-114spec 008064e9 000400 07366

bc2003-hr-m42-chab-ssp-115spec 009048e9 000400 07287

bc2003-hr-m42-chab-ssp-116spec 010152e9 000400 07207

bc2003-hr-m42-chab-ssp-117spec 011391e9 000400 07130

bc2003-hr-m42-chab-ssp-118spec 012780e9 000400 07064

bc2003-hr-m42-chab-ssp-119spec 014340e9 000400 06997

bc2003-hr-m42-chab-ssp-120spec 016090e9 000400 06930

bc2003-hr-m42-chab-ssp-121spec 018053e9 000400 06863

bc2003-hr-m42-chab-ssp-122spec 020256e9 000400 06800

bc2003-hr-m42-chab-ssp-123spec 022727e9 000400 06738

bc2003-hr-m42-chab-ssp-124spec 025500e9 000400 06676

bc2003-hr-m42-chab-ssp-125spec 028612e9 000400 06613

bc2003-hr-m42-chab-ssp-126spec 032103e9 000400 06550

bc2003-hr-m42-chab-ssp-127spec 036020e9 000400 06486

bc2003-hr-m42-chab-ssp-128spec 040415e9 000400 06427

bc2003-hr-m42-chab-ssp-129spec 045347e9 000400 06370

bc2003-hr-m42-chab-ssp-130spec 050880e9 000400 06313

bc2003-hr-m42-chab-ssp-131spec 057088e9 000400 06256

bc2003-hr-m42-chab-ssp-132spec 064054e9 000400 06197

bc2003-hr-m42-chab-ssp-133spec 071870e9 000400 06140

bc2003-hr-m42-chab-ssp-134spec 080640e9 000400 06082

bc2003-hr-m42-chab-ssp-135spec 090479e9 000400 06024

bc2003-hr-m42-chab-ssp-201spec 1500000e9 000400 04919

bc2003-hr-m42-chab-ssp-204spec 1575000e9 000400 04915

bc2003-hr-m42-chab-ssp-214spec 1825000e9 000400 04875

bc2003-hr-m42-chab-ssp-218spec 1925000e9 000400 04872

bc2003-hr-m52-chab-ssp-031spec 000166e9 000800 10000

Continua en la pagina siguiente

52 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-032spec 000174e9 000800 10000

bc2003-hr-m52-chab-ssp-034spec 000191e9 000800 10000

bc2003-hr-m52-chab-ssp-051spec 000417e9 000800 09645

bc2003-hr-m52-chab-ssp-052spec 000437e9 000800 09599

bc2003-hr-m52-chab-ssp-054spec 000479e9 000800 09496

bc2003-hr-m52-chab-ssp-055spec 000501e9 000800 09443

bc2003-hr-m52-chab-ssp-070spec 001000e9 000800 08827

bc2003-hr-m52-chab-ssp-073spec 001148e9 000800 08725

bc2003-hr-m52-chab-ssp-074spec 001202e9 000800 08691

bc2003-hr-m52-chab-ssp-075spec 001259e9 000800 08657

bc2003-hr-m52-chab-ssp-076spec 001318e9 000800 08622

bc2003-hr-m52-chab-ssp-077spec 001380e9 000800 08587

bc2003-hr-m52-chab-ssp-078spec 001445e9 000800 08552

bc2003-hr-m52-chab-ssp-079spec 001514e9 000800 08517

bc2003-hr-m52-chab-ssp-080spec 001585e9 000800 08485

bc2003-hr-m52-chab-ssp-081spec 001660e9 000800 08453

bc2003-hr-m52-chab-ssp-082spec 001738e9 000800 08420

bc2003-hr-m52-chab-ssp-083spec 001820e9 000800 08387

bc2003-hr-m52-chab-ssp-084spec 001905e9 000800 08354

bc2003-hr-m52-chab-ssp-087spec 002188e9 000800 08256

bc2003-hr-m52-chab-ssp-088spec 002291e9 000800 08226

bc2003-hr-m52-chab-ssp-112spec 006405e9 000800 07527

bc2003-hr-m52-chab-ssp-113spec 007187e9 000800 07451

bc2003-hr-m52-chab-ssp-114spec 008064e9 000800 07376

bc2003-hr-m52-chab-ssp-115spec 009048e9 000800 07301

bc2003-hr-m52-chab-ssp-116spec 010152e9 000800 07226

bc2003-hr-m52-chab-ssp-117spec 011391e9 000800 07150

bc2003-hr-m52-chab-ssp-118spec 012780e9 000800 07088

bc2003-hr-m52-chab-ssp-119spec 014340e9 000800 07026

bc2003-hr-m52-chab-ssp-120spec 016090e9 000800 06963

bc2003-hr-m52-chab-ssp-121spec 018053e9 000800 06900

bc2003-hr-m52-chab-ssp-122spec 020256e9 000800 06838

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53 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-123spec 022727e9 000800 06781

bc2003-hr-m52-chab-ssp-124spec 025500e9 000800 06723

bc2003-hr-m52-chab-ssp-125spec 028612e9 000800 06665

bc2003-hr-m52-chab-ssp-126spec 032103e9 000800 06607

bc2003-hr-m52-chab-ssp-127spec 036020e9 000800 06548

bc2003-hr-m52-chab-ssp-128spec 040415e9 000800 06490

bc2003-hr-m52-chab-ssp-129spec 045347e9 000800 06434

bc2003-hr-m52-chab-ssp-130spec 050880e9 000800 06377

bc2003-hr-m52-chab-ssp-131spec 057088e9 000800 06318

bc2003-hr-m52-chab-ssp-132spec 064054e9 000800 06266

bc2003-hr-m52-chab-ssp-133spec 071870e9 000800 06205

bc2003-hr-m52-chab-ssp-134spec 080640e9 000800 06145

bc2003-hr-m52-chab-ssp-135spec 090479e9 000800 06086

bc2003-hr-m52-chab-ssp-201spec 1500000e9 000800 04936

bc2003-hr-m52-chab-ssp-204spec 1575000e9 000800 04935

bc2003-hr-m52-chab-ssp-214spec 1825000e9 000800 04887

bc2003-hr-m52-chab-ssp-218spec 1925000e9 000800 04882

bc2003-hr-m62-chab-ssp-031spec 000166e9 002000 10000

bc2003-hr-m62-chab-ssp-032spec 000174e9 002000 10000

bc2003-hr-m62-chab-ssp-034spec 000191e9 002000 09996

bc2003-hr-m62-chab-ssp-051spec 000417e9 002000 09535

bc2003-hr-m62-chab-ssp-052spec 000437e9 002000 09482

bc2003-hr-m62-chab-ssp-054spec 000479e9 002000 09384

bc2003-hr-m62-chab-ssp-055spec 000501e9 002000 09342

bc2003-hr-m62-chab-ssp-070spec 001000e9 002000 08751

bc2003-hr-m62-chab-ssp-071spec 001047e9 002000 08716

bc2003-hr-m62-chab-ssp-072spec 001096e9 002000 08680

bc2003-hr-m62-chab-ssp-073spec 001148e9 002000 08644

bc2003-hr-m62-chab-ssp-074spec 001202e9 002000 08608

bc2003-hr-m62-chab-ssp-075spec 001259e9 002000 08572

bc2003-hr-m62-chab-ssp-076spec 001318e9 002000 08535

bc2003-hr-m62-chab-ssp-077spec 001380e9 002000 08503

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54 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-078spec 001445e9 002000 08472

bc2003-hr-m62-chab-ssp-079spec 001514e9 002000 08440

bc2003-hr-m62-chab-ssp-081spec 001660e9 002000 08375

bc2003-hr-m62-chab-ssp-082spec 001738e9 002000 08342

bc2003-hr-m62-chab-ssp-084spec 001905e9 002000 08276

bc2003-hr-m62-chab-ssp-087spec 002188e9 002000 08189

bc2003-hr-m62-chab-ssp-088spec 002291e9 002000 08159

bc2003-hr-m62-chab-ssp-112spec 006405e9 002000 07502

bc2003-hr-m62-chab-ssp-113spec 007187e9 002000 07429

bc2003-hr-m62-chab-ssp-114spec 008064e9 002000 07360

bc2003-hr-m62-chab-ssp-115spec 009048e9 002000 07291

bc2003-hr-m62-chab-ssp-116spec 010152e9 002000 07221

bc2003-hr-m62-chab-ssp-117spec 011391e9 002000 07150

bc2003-hr-m62-chab-ssp-118spec 012780e9 002000 07093

bc2003-hr-m62-chab-ssp-119spec 014340e9 002000 07036

bc2003-hr-m62-chab-ssp-120spec 016090e9 002000 06978

bc2003-hr-m62-chab-ssp-121spec 018053e9 002000 06920

bc2003-hr-m62-chab-ssp-122spec 020256e9 002000 06862

bc2003-hr-m62-chab-ssp-123spec 022727e9 002000 06808

bc2003-hr-m62-chab-ssp-124spec 025500e9 002000 06754

bc2003-hr-m62-chab-ssp-125spec 028612e9 002000 06700

bc2003-hr-m62-chab-ssp-126spec 032103e9 002000 06646

bc2003-hr-m62-chab-ssp-127spec 036020e9 002000 06592

bc2003-hr-m62-chab-ssp-128spec 040415e9 002000 06538

bc2003-hr-m62-chab-ssp-129spec 045347e9 002000 06484

bc2003-hr-m62-chab-ssp-130spec 050880e9 002000 06430

bc2003-hr-m62-chab-ssp-131spec 057088e9 002000 06376

bc2003-hr-m62-chab-ssp-132spec 064054e9 002000 06322

bc2003-hr-m62-chab-ssp-133spec 071870e9 002000 06265

bc2003-hr-m62-chab-ssp-134spec 080640e9 002000 06209

bc2003-hr-m62-chab-ssp-135spec 090479e9 002000 06152

bc2003-hr-m62-chab-ssp-201spec 1500000e9 002000 04999

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55 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-204spec 1575000e9 002000 04991

bc2003-hr-m62-chab-ssp-214spec 1825000e9 002000 04946

bc2003-hr-m62-chab-ssp-218spec 1925000e9 002000 04941

bc2003-hr-m72-chab-ssp-031spec 000166e9 005000 09918

bc2003-hr-m72-chab-ssp-032spec 000174e9 005000 09933

bc2003-hr-m72-chab-ssp-034spec 000191e9 005000 09890

bc2003-hr-m72-chab-ssp-051spec 000417e9 005000 09299

bc2003-hr-m72-chab-ssp-052spec 000437e9 005000 09260

bc2003-hr-m72-chab-ssp-054spec 000479e9 005000 09186

bc2003-hr-m72-chab-ssp-055spec 000501e9 005000 09147

bc2003-hr-m72-chab-ssp-070spec 001000e9 005000 08524

bc2003-hr-m72-chab-ssp-071spec 001047e9 005000 08491

bc2003-hr-m72-chab-ssp-072spec 001096e9 005000 08459

bc2003-hr-m72-chab-ssp-073spec 001148e9 005000 08427

bc2003-hr-m72-chab-ssp-074spec 001202e9 005000 08393

bc2003-hr-m72-chab-ssp-075spec 001259e9 005000 08360

bc2003-hr-m72-chab-ssp-076spec 001318e9 005000 08326

bc2003-hr-m72-chab-ssp-077spec 001380e9 005000 08292

bc2003-hr-m72-chab-ssp-078spec 001445e9 005000 08262

bc2003-hr-m72-chab-ssp-079spec 001514e9 005000 08233

bc2003-hr-m72-chab-ssp-081spec 001660e9 005000 08174

bc2003-hr-m72-chab-ssp-082spec 001738e9 005000 08143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-084spec 001905e9 005000 08081

bc2003-hr-m72-chab-ssp-087spec 002188e9 005000 07990

bc2003-hr-m72-chab-ssp-088spec 002291e9 005000 07958

bc2003-hr-m72-chab-ssp-112spec 006405e9 005000 07345

bc2003-hr-m72-chab-ssp-113spec 007187e9 005000 07278

bc2003-hr-m72-chab-ssp-114spec 008064e9 005000 07211

bc2003-hr-m72-chab-ssp-115spec 009048e9 005000 07144

bc2003-hr-m72-chab-ssp-116spec 010152e9 005000 07092

bc2003-hr-m72-chab-ssp-117spec 011391e9 005000 07039

bc2003-hr-m72-chab-ssp-118spec 012780e9 005000 06985

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56 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m72-chab-ssp-119spec 014340e9 005000 06930

bc2003-hr-m72-chab-ssp-120spec 016090e9 005000 06876

bc2003-hr-m72-chab-ssp-121spec 018053e9 005000 06823

bc2003-hr-m72-chab-ssp-122spec 020256e9 005000 06771

bc2003-hr-m72-chab-ssp-123spec 022727e9 005000 06720

bc2003-hr-m72-chab-ssp-124spec 025500e9 005000 06669

bc2003-hr-m72-chab-ssp-125spec 028612e9 005000 06618

bc2003-hr-m72-chab-ssp-126spec 032103e9 005000 06566

bc2003-hr-m72-chab-ssp-127spec 036020e9 005000 06514

bc2003-hr-m72-chab-ssp-128spec 040415e9 005000 06461

bc2003-hr-m72-chab-ssp-129spec 045347e9 005000 06410

bc2003-hr-m72-chab-ssp-130spec 050880e9 005000 06356

bc2003-hr-m72-chab-ssp-131spec 057088e9 005000 06302

bc2003-hr-m72-chab-ssp-132spec 064054e9 005000 06253

bc2003-hr-m72-chab-ssp-133spec 071870e9 005000 06196

bc2003-hr-m72-chab-ssp-134spec 080640e9 005000 06143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-135spec 090479e9 005000 06088

bc2003-hr-m72-chab-ssp-201spec 1500000e9 005000 04972

bc2003-hr-m72-chab-ssp-204spec 1575000e9 005000 04960

bc2003-hr-m72-chab-ssp-214spec 1825000e9 005000 04924

bc2003-hr-m72-chab-ssp-218spec 1925000e9 005000 04908

Cuadro 71 Base N

57 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

3416 3436 [Ne v] 34260

3718 3735 [O II] 37260

3720 3737 [O II] 37288

3796 3802 H10 37979

3833 3841 H90 38354

3862 3871 [Ne III] 38691

3882 3891 H8 HeI 38890

3961 3973 [Ne III] 39678

3961 3974 Hε 39701

4024 4030 He I 40262

4067 4070 [S II] 40686

4095 4107 Hδ 41017

4332 4346 Hγ 43405

4469 4475 He I 44715

4854 4868 Hβ 48613

4947 4968 [O III] 49589

4998 5019 [O III] 50068

5009 5022 He I 50157

5156 5164 [Fe VII] 51584

5193 5202 [N I] 51991

5267 5274 [Fe III] 52704

5868 5883 He I 58756

6296 6303 [O I] 63003

6303 6315 [S III] 63121

6355 6372 [O I] 63638

6538 6591 [N II] 65480

6547 6576 Hα 65628

6575 6591 [N II] 65835

6667 6681 He I 66782

6710 6743 [S II] 67164

6718 6743 [S II] 67308

7061 7072 He I 70652

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58 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

7125 7142 [Ar III] 71358

7315 7329 [O II] 73195

7320 7335 [O II] 73302

6845 6945 BC03 lowastlowast7165 7210 BC03 lowastlowast7550 7725 BC03 lowastlowast5880 5906 NaD 5890 lowast lowast lowast9059 9079 [S III] 90690

lowast Lınea de emision

lowastlowast Region en la problematica Bruzual y Charlot (2003)

lowast lowast lowast Absorcion del medio interestelar en 5896A

Cuadro 72 Mascara General desarrollada por NataliaVale Asari (2005) para Starlight

59 Marıa E Rojas A

  • Acroacutenimos
  • Introduccioacuten
  • Fundamentos de Espectroscopiacutea
    • Fundamentos
    • Espectros Astrofiacutesicos
    • Nuacutecleos Activos de Galaxias
      • Sistema NGC6240
      • Sistema NGC6240
      • Coacutedigo de Siacutentesis Espectral
        • Modelo Fiacutesico - Matemaacutetico
        • Modelo Computacional
        • Bases Espectrales
          • Construccioacuten de una Poblacioacuten Estelar Simple (SSPs)
          • Modelos de Poblaciones Estelares Simples
              • Extraccioacuten y Anaacutelisis de Espectros
                • Reduccioacuten
                • Caracterizacioacuten
                  • Espectroscopiacutea Sinteacutetica
                    • Siacutentesis espectral
                    • Sustraccioacuten espectral
                    • Caracterizacioacuten espectral
                      • Clasificacioacuten de NGC6240
                        • Propiedades fiacutesicas de NGC6240
                          • Conclusiones
                            • Bibliografiacutea
                              • Anexos
Page 8: Espectroscop a estelar sint etica, aplicaciones astrof sicas · con modelos estelares que siguen una l nea de tiempo, producidos por la combinacion de bibliotecas de evolucion estelar,

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

531 Clasificacion de NGC6240 3954 Propiedades fısicas de NGC6240 40

6 Conclusiones 43Bibliografıa 45

7 Anexos 51

INDICE GENERAL vii Marıa E Rojas A

Indice de cuadros

11 Lıneas de absorcion y emision reportadas en la literatura 12

31 Trayectorias Evolutivas usadas en BC03 Fuente BC03 2432 Bibliotecas de espectros estelares de BC03 Fuente BC03 2533 Diferentes calibraciones basadas BaSeL Fuente BC03 25

41 Resumen de las observaciones espectroscopicas de NGC6240 2842 Lıneas identificadas en la Zona I de NGC6240 3243 Lıneas identificadas en la Zona IV de NGC6240 33

51 Calidad del ajuste de Starlight 3552 Lıneas de Emision Zona I de NGC6240 3953 Lıneas de Emision Zona IV de NGC6240 4054 Calidad del ajuste de Starlight 4155 Porcentaje de formacion estelar sintetica de NGC6240 4156 Porcentaje de la metalicidad media en la sıntesis de NGC6240 42

71 Base N 5772 Mascara General 59

viii

Indice de figuras

11 Representacion de los procesos de emision y absorcion 712 Transiciones entre los niveles de energıa 813 Representacion grafica de un perfil de lınea 1014 Representacion grafica de FWHM (Ancho total a la mitad de la altura por

sus siglas en ingles) 1115 Galaxia normal NGC224 fuente NED 1316 Galaxia con nucleo activo MRK 0699 fuente SDSS 13

31 Espectros de SSPs del modelo BC03 Bruzual amp Charlot 2003 para dife-rentes metalicidades 27

41 Reduccion espectral para el filtro Rojo separacion espacial fuente MarioA Higuera G 29

42 Imagen fotografica del HST de NGC6240 3043 Espectros reducidos del visible para NGC6240 31

51 Ajuste espectral sintetico de la formacion estelar zona espectral I de NGC6240 3552 Ajuste espectral sintetico de la formacion estelar zona espectral IV de

NGC6240 3653 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral I de NGC6240 3754 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral VI de NGC6240 38

ix

Acronimos

A amp A Astronomy and Astrophysics

AGN Active Galactic Nucleus

AJ Astronomical Journal

ApJ Astrophysical Journal

ApJS Astrophysical Journal Supplement

BH Black Hole

BLR Broad line Region

BPT Baldwin Philips amp Terlevich

ChJAampA Chinese Astronomy amp Astrophysics

FWHM Full Width Half Maximum

HST Hubble Space Telescope

IR Infrared

IRAS Infrared Astronomical Satellite

ISO Infrared Space Observatory

LINER Low-ionization Nuclear Emission-line Region

LIRG Luminous Infrared Galaxy

MNRAS Monthly Notices of the Royal Astronomical Society

NED (NASAIPAC EXTRAGALACTIC DATABASE

NLR Near-infrared

NLSy1 Narrow-line Radio Galaxy

SB Starburst

1

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SDSS Sloan Digital Sky Survey

SED Spectral Energy Distribution

SFR Star Formation Rate

Sy1 Seyfert 1

Sy2 Seyfert 2

ULIRG Ultraluminous Infrared Galaxy

INDICE DE FIGURAS 2 Marıa E Rojas A

Introduccion

El continuo generado por una fuente estelar o galactica en un rango de longitudes de ondaentre 3500 A a 6000 A presenta cambios en su forma al interactuar con una nube a me-nor temperatura como su propia atmosfera en el caso estelar Este proceso fısicamentese atribuye a transiciones electronicas donde los fotones que producen el continuo cedensu energıa siendo en algunos casos la energıa necesaria para que electrones de los atomospresentes en la nube realicen transiciones a un nivel de mayor energıa generando ası undecaimiento en el continuo con la presencia de lıneas de absorcion Sin embargo estosno son los unicos procesos fısicos que pueden influir en el cambio del continuo de unafuente por ejemplo en galaxias con un nucleo activo como huesped se presentan procesosde excitacion generados por la colision de los atomos debidos a las altas temperaturas enla vecindad del disco de acrecion generando un exceso de fotones que se ven reflejadoscon lıneas de emision que se superponen en el continuo de la fuente en la direccion deobservacion

Al obtener el espectro de un nucleo activo se posee informacion de la fuente fotoionizanteresponsable del continuo y sobre el la superposicion de las lıneas de emision El problemadel espectro observado radica en la presencia de lıneas de absorcion que por su naturale-za provienen de la formacion estelar de la zona circundante al nucleo y que contaminanla informacion proveniente del nucleo activo Se hace entonces necesario minimizar laformacion estelar de este espectro mediante modelos matematicos de espectros estelaressemejantes a fin de sustraerlas del espectro original y tener solamente informacion de lafuente

Los modelos matematicos que permiten determinar las propiedades fısicas (edad meta-licidad e historia de la formacion estelar) con base en el continuo y lıneas emitido poruna galaxia consisten en reproducir un espectro integrador mediante la combinacion li-neal de espectros individuales de varias estrellas tomadas de una amplia librerıa (Sprinrad

3

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

amp Taylor 1970 Faber 1972 Pritchet 1977 Pickles 1985) Modelos mas recientes se ba-san en dos metodos de sıntesis de poblacion estelar El primero de ellos es la Sıntesis dePoblacion Estelar Evolutiva (SPEE) que realiza una comparacion de los datos de galaxiascon modelos estelares que siguen una lınea de tiempo producidos por la combinacion debibliotecas de evolucion estelar espectros estelares con funcion de masa inicial (FMI1) ehistoria quımica definida (Arimoto y Yoshii 1987 Guiderdoni y Rocca-Volmerange 1987Bressan et al 1993 Fioc y Rocca-Volmerange 1997 Vazdekis 1999 Bruzual y Char-lot 2003 Le Borgne et al 2003) El segundo metodo es la Sıntesis de Poblacion EstelarSemi-Empırica (SPESE) en la que se reproducen el continuo las lıneas de emision y laslıneas de absorcion con la combinacion lineal de sistemas simples de observaciones de altaresolucion con caracterısticas conocidas como metalicidad masa y edad (Bica 1988 Pe-lat 1997 Cid Fernandes et al 2001 Moultaka et al 2004) y avances teoricos (Prugnielamp Soubiran 2001 Le Borgne et al 2003 Bruzual SCharlot 2003 Bertone et al 2004Gonzalez Delgado et al 2004) reunidas en librerias las de como Vazdekis (1999) y LeBorgne et al (2004) entre otras

Los dos metodos se apoyan tambien en el tipo de datos analizados por ejemplo existenanalisis por colores (Wood 1966) por anchos equivalentes en la lınea de absorcion porındice espectral (Worthey 1994 Kauffmann et al 2003) y por caracterısticas de emisiontanto estelar como nebular (Leitherer et al 1995 Schaerer amp Vacca 1998 Mas-Hesse ampKunth 1991 Kewley et al 2001)

Un resultado claro de la sintesis espectral en el optico es la historia y evolucion de laformacion estelar de las galaxias tipo ULIRG2 que para el caso del sistema en colisionArp220 fue obtenida mediante el codigo Starlight (Cid Fernandes et al 2005) y pos-teriormente confirmada con el codigo Confit (Tadhunter et al 2005 Rodrıguez Zaurınet al 2007) y la obtencion de un chi-cuadrado χ2 entre las observaciones y los modelosde poblaciones estelares simples (J Rodrıguez Zaurın et al 2008) Con la obtencion dela sıntesis de la poblacion estelar del sistema Arp220 fue posible clasificar la poblacionestelar dominante en la region nuclear del sistema y confirmar con la literatura el origende la gran luminosidad de las ULIRG asociada a la interaccion entre galaxia y galaxia

El trabajo de J Rodrıguez Zaurın motiva a realizar una investigacion orientada ahora agalaxias tipo LIRGs3 del universo local (z le 02) como el sistema en fusion NGC6240que tiene una luminosidad de 3 5 times 1011 L en el infrarrojo (Yun amp Carilli 2002) y escatalogado como un nucleo activo (DePoy et al 1986)

1Funcion de Masa Inicial es una funcion de prueba que permite calcular cuanta masa puede tener unaestrella

2Galaxias ultraluminosas infrarrojas (ULIRGs) Untraluminous Infrared Galaxies con luminosidadLIR gt 1012L

3Galaxias luminosas infrarrojas (LIRGs) Luminous Infrared Galaxies con luminosidades entre LIR =1011 minus 1012L

INDICE DE FIGURAS 4 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

El objetivo de este trabajo consistio en recalibrar las lıneas de emision de los espectrosdel sistema NGC6240 que se encuentran contaminadas por las lıneas de absorcion pro-venientes de la formacion estelar de los espectros obtenidos por Rosa Gomez Delgadoinvestigadora adscrita al Instituto Astrofısico de Andalucia (IAA) mediante la obtencionsintetica de la componente estelar utilizando el codigo de sıntesis espectral Starlight ybases espectrales de Bruzual amp Charlot Para desarrollar este trabajo se llevo a cabo unarevision de los fundamentos de la espectroscopıa los cuales estan descritos en el primercapıtulo de este trabajo una caracterizacion del objeto con base en los reportes de laliteartura capıtulo dos y un analisis de la logica del codigo de sıntesis espectral Starlighta fin de encontrar los espectros que mejor reproducen el espectro original de NGC6240utilizando la biblioteca BC03 capıtulos tres y cuatro

Una vez se definio la base y la estructura del codigo se realizo una reduccion del espectrooriginal obteniendo un espectro caracterizado para las seis zonas mas cercanas al nucleoactivo y utilizadas como espectros de entrada en el codigo Starlight Para cada una de laszonas fue posible obtener el espectro sintetico de la poblacion estelar permitiendo carac-terizar la formacion estelar y a su vez recalibrar las lıneas de emision en sus flujos luegode la sutraccion de la componente estelar sintetica de cada zona del sistema NGC6240

INDICE DE FIGURAS 5 Marıa E Rojas A

CAPITULO 1

Fundamentos de Espectroscopıa

La constante agitacion de los atomos y moleculas al interior de materia que se encuentraa una temperatura superior a 3K ocasiona que esta emita radiacion termica ası cuandoun cuerpo se encuentra a una temperatura mayor que la temperatura de su entorno estese enfriara muy rapido debido a que la energıa de emision (del cuerpo) es mayor que laenergıa de absorcion (su entorno) este proceso ocurre hasta que se alcanza el equilibriotermico con el medio La radiacion emitida se puede analizar mediante el uso de un es-pectrometro el cual permite estimar la temperatura de un cuerpo y la composicion defrecuencias de la radiacion termica emitida Esta tecnica se denomina espectrometrıa

La informacion que se obtiene del estudio espectroscopico permite clasificar los cuerpossegun las caracterısticas de la emision que recibe un receptor en la direccion de observa-cion En la figura 11 se puede observar que a medida que el espectro descrito en la ley decuerpo negro de Planck viaja por el medio se presentan alteraciones en su forma segunla direccion de observacion es ası como para un observador A el continuo que provienede un objeto al atravesar un medio de menor temperatura presenta una disminucion enla intensisdad de la radiacion en la longitud de onda asociada a la transicion electronicagenerando lo que se conoce como lınea de absorcion mientras que un observador en ladireccion B recibe una intensidad de radiacion en una longitud de onda especıfica aso-ciada a una transicion electronica debida a la emision de un foton reflejado en lo que seconoce como lınea de emision Ambos procesos permiten interpretar las caracterısticasdel elemento quımico que se encuentra en el medio atmosfera o nube interestelar

En el presente capıtulo se presenta una breve revision de los conceptos inherentes a laespectroscopıa observacional

6

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

En+1

En

I()

I()

I()

Estrella A

B

Figura 11 Representacion de los procesos de emision y absorcion

11 Fundamentos

Espectro Continuo Representa la intensidad de radiacion de un cuerpo con relaciona la longitud de onda El comportamiento de la radiacion fue descrito por Plancken 1900 como la radiacion de cuerpo negro

ρT (ν)dν =8πν2

c3

ehνκT minus 1 (11)

donde ρT (ν) es el numero de fotones por unidad de volumen existente entre lafrecuencia ν y ν + dν h es la constante de Planck h = 663 times 10minus34 Jtimess κ laconstante de Boltzmann κ = 1 38 times 10minus23JK ν la frecuencia y T la temperaturaabsoluta y c la velocidad de la luz

En esta descripcion la energıa esta cuantizada es decir los atomos y las moleculassolo pueden tener unidades discretas de energıa E = hν y cada valor de energıarepresenta un estado cuantico diferente Atomos y moleculas emiten o absorbenenergıa en paquetes discretos tambien llamados fotones los cuales son emitidoscuando cambian de estado cuantico

Transicion electronica Proceso responsable del cambio de estado cuantico de unatomo o molecula El estado cuantico mas bajo puede ser el fundamental y losestados cuanticos altos los estados excitados Entonces una transicion electronica

11 FUNDAMENTOS 7 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

de un estado cuantico menor a un estado mayor esta asociado a una absorcionde un foton que produce la lınea de absorcion sobre el continuo Sin embargo elestado de excitacion por lo general es de corta duracion produciendo una transicionelectronica en sentido contrario de un estado cuantico mayor a uno de estado menorproduciendo la emision de un foton asociada a la desexcitacion y vista con una lıneade emision en una direccion arbitraria figura 12

Estados excitados

Estado Fundamental

Absorcioacuten

E

Emisioacuten

Figura 12 Transiciones entre los niveles de energıa

Perfil de Lınea Es el nombre que recibe la lınea espectral que observacionalmen-te no es infinitamente delgada sino que presenta un ensanchamiento que fısica ymatematicamente se explica a partir de

1 Ensanchamiento natural relacionado con el principio de incertidumbre de Hei-senberg ∆E∆t = ~ donde ~ es la simplificacion de h

2πsiendo h la contante de

PlanckEl Ensanchamiento natural es la medida de la energıa correspondiente a unatransicion en un tiempo t Matematicamente se expresa como

∆λ asymp λ2

2πc

(1

∆ti+

1

∆ti

) (12)

donde el diferencial energıa es Efoton = hcλ siendo c la velocidad de la luz

se considera del orden de 10minus6A

11 FUNDAMENTOS 8 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

2 Ensanchamiento Doppler debido a que en la nube de gas algunos atomos sealejan y otros se acercan al observador la contribucion total de radiacion sepuede desplazar al rojo y al azul como consecuencia del movimiento del gas enrotacion y se conoce como corrimiento al rojo (y al azul) z definido ası

z =λobservada minus λemitida

λemitida=

∆λ

λemitida= plusmn|vr|

c

donde vr es la velocidad radial en terminos de la velocidad mas probable en ladistribucion de Maxwell- Boltzman asociada a la temperatura local (T ) como

vr =

radic2κT

m

siendo κ la constante de Boltzmann y m la masa Por tanto el ancho de la lınease ve ensanchado matematicamen ası

∆λ =2λemitida

c

radic2κT

m (13)

3 Ensanchamiento colisional asociado a la interaccion de los atomos que se en-cuentran sometidos a altas presiones donde los niveles energeticos son altera-dos por los iones o electrones del ambiente ampliando la lınea debido a la altaprobabilidad de choque con atomos adyacentes Tal ensanchado esta dado por

∆λ =λ2

c

ησ

π

radic2κT

m (14)

donde 1ησ

es trayectoria libre media para colisiones

Entonces una transicion electronica se presenta en un intervalo de frecuenciasν = ∆E

h donde la intensidad de radiacion varıa en la vecindad de una frecuen-

cia central ν0 y se describe a traves de una funcion de probabilidad medianteun perfil de Lorentz o un perfil Gaussiano figura 13

Ancho equivalente (Wλ) es el ancho medido en A de una caja rectangular quecontiene un area igual a la contenida por un perfil de lınea espectral o el areamedida entre el nivel del continuo normalizado a la unidad con referencia cero

Wλ =

intfo(λ)minus fc(λ)

fc(λ)dλ (15)

donde fc(λ) es el flujo del continuo y fo(λ) es el flujo observado medido en A (figura14)

11 FUNDAMENTOS 9 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

F (υ)υο

Inte

nsid

ad d

e ra

diac

ioacuten

φ(υ)

Perfil de Lorentz

Perfil Gaussiano

Figura 13 Representacion grafica de un perfil de lınea

Ancho total a la mitad de la altura (FWHM por sus siglas en ingles) es el anchomedido a la mitad de la altura entre el continuo y el maximo del perfil de lınea y semiden en en A figura 14

Flujo Instantaneo es la energıa por unidad de tiempo que atraviesa un area dSobtenida al integrar la densidad de flujo espectral en todas las frecuencias posibles

F =

int π2

0

int 2π

0

I cos θ sen θdθdφ = πI (16)

siendo I la intensidad total emitida uniformemente en todas las direcciones Unaunidad de medida son los Janskys (10minus26 W mminus2 Hzminus1)

Luminosidad Se define como la energıa por unidad de tiempo emitida por una fuenteluminosa en todas las direcciones es decir en un angulo solido de 4π esteroradianesEn una radiacion isotropica la luminosidad se expresa como

L = 4πR2F (17)

donde F es la densidad de flujo que pasa a traves de una superficie que rodea lafuente luminosa a una distancia R por segundo su unidad de medida son ergs sminus1El termino 4π R2 corresponde al area superficial de la fuente luminosa obtenida dederivar el volumen de la esfera con respecto al radio

11 FUNDAMENTOS 10 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

FWHM

F2

F

120582[Å] 0

119865120582

W

0

FWHM

Figura 14 Representacion grafica de FWHM (Ancho total a la mitad de la altura porsus siglas en ingles)

Luminosidad Especıfica es la energıa en una frecuencia ν emitida por una fuentepor segundo

Lν = 4πR2Fν (18)

12 Espectros Astrofısicos

El espectro de una estrella o una galaxia contiene un continuo proveniente de la fuente yun espectro de lıneas superpuesta sobre el proveniente de las nubes en la vecindad de lafuente Todas las caracterısticas fısicas de estas nubes se adquieren con la interpretacionde las propiedades de las lıneas En el cuadro 11 se encuentran registradas las lıneas deemision y absorcion mas reportadas en la literatura con sus longitudes de onda especıficasen ellas sobresalen las lıneas de hidrogeno (serie de Balmer) lıneas de helio neutro lıneasde hierro doblete hidrogeno lınea de calcio ionizado (K) y la lınea del calcio neutro entreotras

En la figura 15 se observa el espectro de la galaxia NGC224 catalogada como una ga-laxia normal (Peimbert M amp Torres-Peimbert S 1981 Shuder J M Osterbrock DE1981 y Filippenko A V amp Sargent W L W 1988) en donde es posible encontrarlıneas anchas en las lıneas de Hα y Hβ asociadas a la alta velocidad del gas de la zonacentral

12 ESPECTROS ASTROFISICOS 11 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ [A] Lınea λ [A]

[O II] 3726032 [O III] 4958900

He I 3820000 [O III] 5006840

[NeIII] 3868760 C-C 5165000

K Ca-II 3933000 Fe II 5197570

H Ca-II 3968000 [O I] 6300304

HeI 4026000 [O I] 6363776

[S II] 4068600 [N II] 6548050

Fe II 4178862 Hα 6562819

Hδ 4101740 [N II] 6583460

Hγ 4340471 [S II] 6716440

Hβ 4861300 [S II] 6730810

Cuadro 11 Lıneas de absorcion y emision reportadas en la literatura

13 Nucleos Activos de Galaxias

Las galaxias con un nucleo activo (AGNs por sus siglas en ingles) son aquellas galaxiasque contienen una fuente central muy compacta altamente luminosa y emisoras de uncontinuo de gran cantidad de energıa y la presencia de intensas lıneas de emision El mode-lo que mejor describe las caracterısticas observadas en los AGNs es el Modelo Unificadoen donde se plantea que cada AGN contiene un agujero negro supermasivo en la regıoncentral (M amp 109M) y un disco de acrecion fuente del intenso continuo radiado Masdistante existe una region a la cual se le asocia la emision de lıneas denominada region delıneas anchas (BLR con vFWHM gt 100Kms) y mas distante una region de lınea delgadas(NLR con vFWHM lt 100Kms) rodeando un toro oscurecedor

Existen diferentes tipos de AGNs debido al registro de emision entre los que sobresalen

Galaxias Seyfert Objetos que presentan un nucleo brillante con lıneas de emisionproducidas por atomos en un amplio rango de ionizacion Un analisis espectral per-mitio categorizar estos AGNs en dos tipos Seyfert tipo 1 en donde se observan lıneasde emision anchas y Seyfert tipo 2 en donde se observan lıneas de emision estrechasestas galaxias se identifican segun la orientacion de observacion

Quasars AGNs que debido a sus distancias se observan como objetos muy brillantescon halos difusos estas son galaxias tıpicas en los primeros estadıos del universoaunque se encuentren tambien en el universo local

13 NUCLEOS ACTIVOS DE GALAXIAS 12 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

F λ[1

0-14

cm-2s-

1 Å-1]

0

2

4

6

8

λ[Å]3500 4000 4500 5000 5500

NGC224

Figura 15 Galaxia normal NGC224 fuente NED

LINERs (del ingles Low-Ionization Nuclear Emission-line Region) estas galaxiasson de baja luminosidad y sus espectros se asemejan a una tıpica galaxia Seyfert 2

En la figura 16 se presenta un espectro caracterıstico de un nucleo activo en el se puedeobservar que el continuo no responde a la ley de cuerpo negro y que ademas la intensidadde las lıneas de emision es superior a la intensidad de las lıneas de absorcion

F λ[1

0-17

cm-2s-

1 Å-1]

0

500

1000

1500

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Mkr699

Figura 16 Galaxia con nucleo activo MRK 0699 fuente SDSS

En algunas galaxias con nucleos activos tambien es posible encontrar intensa formacionestelar en la vecindad del AGN o en los brazos de la estructura huesped Esta actividadde formacion incrementa la emision en el infrarojo de manera que tambien se puedenclasificar como

13 NUCLEOS ACTIVOS DE GALAXIAS 13 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

LIRGs Galaxias Luminosas en el Infrarrojo (por su siglas en ingles Luminous In-frared Galaxies) con luminosidades L sim 1011L

ULIRGs Galaxias Ultra Luminosas en el Infrarrojo (por su siglas en ingles UltraLuminous Infrared Galaxies) presentan luminosidades L gt 1012L

Starburst galaxias que presentan una tasa de formacion estelar muy alta en un cortoperiodo de tiempo de la galaxia

13 NUCLEOS ACTIVOS DE GALAXIAS 14 Marıa E Rojas A

CAPITULO 2

Sistema NGC6240

NGC6240 (IC4625 UGC10592 MCG00-43-004 VV617 Psk1650+024) es un par inte-ractuante entre una galaxia elıptica y una galaxia ultraluminosa (IRAS 16504 0228)Fosbury amp Wall (1979) con dos nucleos en la region central Fried amp Schulz H (1983)Se encuentra a una distancia de 98 Mpc con ascension recta en 16h 52m 589s y declina-cion +02 24

prime03

primeprime desplazandose con una velocidad promedio de 7339 km sminus1

La morfologıa del sistema presenta una alteracion debida a la interaccion sin embargoSchulz et al (1993) detecta por primera vez la presencia de dos nucleos en la region cen-tral que segun las imagenes en el rojo de Dopita M A et al (2002) presentan fuertescolas de marea asociadas a la fusion hecho que llevo a catalogarla como un sistema demorfologıa compleja Observaciones en el optico han establecido que la separacion entrelos dos nucleos es de aproximadamente 16

primeprime(08 kpc) (Scoville NZ et al 2000) en

sentido norte-sur siendo el nucleo sur el mas brillante mientras que observaciones enradio calculan una separacion de 14

primeprime (Carral Turner amp Ho 1990) con una velocidad

de dispersion entre ellos de 229 km s minus1 (Tecza et al 2000 Genzel et al 2001)

El sistema NGC6240 posee una metalicidad aproximada de una decima solar (Oliva ampOriglia 1998) y es una fuente infrarroja ultraluminosa en donde el 99 de la lumino-sidad es bolometrica en el infrarrojo (Wright et al 1984 Soifer et al 1984) con unaluminosidad aproximada de 3 5times 1011 L (Yun amp Carilli 2002) de donde se estima queen un 50 a 75 es proveniente de un starburst (Genzel et al 1998 Rigopoulou etal 1999 Laurent et al 2000 Lutz et al 2003) mientras que el restante 25 o 50 proviene de la luminosidad del nucleo activo (Komossa et al 2003 Iwasawa amp Comastri1998 Vignati et al 1999 Iwasawa 1999 Matt 1999) derivado de los analisis en rayos Xen la lınea de emision de FeK a 64 keV para ambos nucleos y en la emision del continuo

15

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

a 100 keV

Un analisis del espectro en el optico muestra una fuerte emision en la lınea de [O III]y una debil emision en la lınea [O II] en el nucleo sur que se contrasta con una debilemision en la lınea [O III] y una fuerte emision en la lınea de [O II] del nucleo norteBarbieri C et al (1993) El espectro de NGC 6240 se destaca ademas por la relacionentre la lıneas de emision del hidrogeno molecular y la emision de [Fe II] en 164 micras(Becklin et al 1984 Rieke et al 1985 DePoy et al 1986) siendo la emision de Hα masfuerte al noroeste de la galaxia en contraste con la emision en el rojo al norte y al oestedel sistema El continuo puede ser descrito por modelos de absorcion con una instensidadaproximada de 650 mJy (Van Driel Wet al (2000)) debida a la emision nuclear directa(Vignati et al 1999 Netzer et al 1998)

Los estudios en el optico muestran que la emision de Hα se puede ver afectadas por laabsorcion asociada a la formacion estelar este hecho se refleja en la clasificacion paraeste sistema dentro de la taxonomıa de las galaxias activas ya que que su espectro sepuede clasificar como el de una galaxia con una region nuclear emisora de baja ionizacion(LINER) o Seyfert 2 (Kewley et al 2001 Goldader et al 1997a 1997b Kim et al 1995Veilleux et al 1995)

Existen varios estudios espectroscopicos del infrarrojo (IR) en la literatura (Doyon et al1994 Lester et al 1994) que muestran diferencias en la naturaleza de la poblacion estelarse considera que la poblacion estelar joven es la dominante del sistema Oliva et al (1999)

Otros estudios reportan poca actividad de H2O (Braatz et al 1997) sin embargo se con-firma la presencia de un perfil de absorcion en OH Baan et al (1985 1992) en dondealrededor de la mitad del flujo se concentra en una gruesa estructura de disco ubicadaentre el IR y el radio con una velocidad de 800 km sminus1 y un ancho total de lınea de 1400km sminus1 que revelan la complejidad de la dinamica de gases en este sistema debida a lagran perdida de masa que se aproxima a 500 M anominus1

Las recientes observaciones de NGC6240 realizado por el Satelite Chandra permitieroninvestigar el difuso halo galactico gracias a la emision de rayos X blandos en una regionde 110 times 80 kpc donde el gas tiene una temperatura aproximada de 75 millones deKelvin con una densidad estimada de 25 times 10minus3cmminus3 una masa total de 1010M unaluminosidad de 4 times 1041erg sminus1 y una metalicidad menor a 0 1Z Un analisis espectralespacialmente resuelto revela variaciones en la emision en Hα lo que implica un enri-quecimiento uniforme por parte de las supernovas de tipo II La evidencia observacionalapunta al aumento de la formacion de estrellas dentro de una gran abundancia de gasEmanuele Nardiniet al (2013)

16 Marıa E Rojas A

CAPITULO 3

Codigo de Sıntesis Espectral

Los astronomos han desarrollado algunos metodos para obtener informacion sobre la com-posicion de las estrellas y galaxias Uno de ellos es el analisis e interpretacion de los estadoselectronicos de los iones atomos y moleculas de las atmosferas de las estrellas y medio in-terestelar pertenecientes a una galaxia los cuales son reproducidos matematicamente a finde obtener espectros integrados que reconstruyen el espectro sintetico de la galaxia Hoyse tienen dos escuelas que describen la llamada sıntesis de poblacion estelar Evolutiva ySemi-empirıca En la primera escuela la sıntesis se obtiene al reproducir un biblioteca deespectros a partir de condiciones fısicas hipoteticas como historia de formacion estelarevolucion quımica y funcion de masa inicial sin embargo hay incertidumbre sobre las con-diciones fısicas reales de cada biblioteca En la segunda escuela la sıntesis es el resultadode una combinacion lineal de espectros de estrellas yo aglomerados con incertidumbre enla capacidad de las bases estelares para reproducir las condiciones diversas de las galaxiasGomes (2005)

El Dr Roberto Cid Fernandes desarrollo en 2005 un codigo de sıntesis mediante el al-goritmo Metropolis-Markov llamado Starlight Spectral Synthesis Code -Starlight el cualcombina linealmente elementos de bases estelares construidas a partir de observaciones yelementos de bases de poblaciones estelares simples teoricas con edad metalicidad y masadesarrolladas por Bruzual amp Charlot (2003) En este capıtulo se presenta la configuracionde las propiedades fısicas matematicas y computacionales del codigo Starlight

17

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

31 Modelo Fısico - Matematico

En la sıntesis espectral el espectro de una galaxia se compone de una combinacion linealde espectros de poblaciones estelares dentro de un espacio finito ξN con N componentesy elementos Lj(λ) (j = 1 N) Cada Lj es un espectro que depende de la poblacionestelar en un intervalo de longitud de onda λ La ecuacion principal del modelo de sıntesisespectral es

M(λ) =Nsumj=1

xjLj(λ) (31)

donde xj es el coeficiente de expansion y M(λ) es el espectro modelado de salida Laecuacion 31 puede expresarse como

M(λ)

M(λ0)=

Nsumj=1

xj

(Lj(λ)

Lj(λ0)

) (32)

donde se introduce la condicion de normalizacionsumN

j=1 xj = 1 que se cumplira en lalongitud de onda λ0 Ademas es posible interpretar que

M(λ) es el espectro modelo de prueba que a diferencia del espectro observado O(λ)puede consistir de unicamente lıneas de absorcion y un continuo

λ0 es la longitud de onda normalizada M(λ0) y Lj(λ0) son los valores del modelo

y espectro de la poblacion estelar j en λ0 Para este caso se considera λ0 = 4020 A

xj es el flujo monocromatico de la componente j en λ0 en el espacio ξN con extincionAV Al conjunto minusrarrx equiv (x1 xN) se llama el vector de poblacion e indica en lapractica la fraccion de luz debido a cada elemento N Por lo general esto no sumael 100 de la contribucion de luz

Lj(λ) es la poblacion estelar j del espacio ξN que comprende un elemento de labase Cada uno corresponde a una caracterıstica astrofısica bien definida (edad (tj)

metalicidad (Zj)) asociada a Lj medida en unidades L Aminus1 M

Para hacer un analisis funcional con el objeto de encontrar las relaciones del coeficiente xjes necesario una interpretacion matematica de los dos primeros items y una interpretacionfısica de los dos ultimos ası

1 Producto Interno como las funciones del espacio ξN son analıticas es necesariogarantizar que estas cumplan una relacion de ortogonalidad y ortornormalidad enun intervalo [a b] con respecto a una funcion de peso ε(λ) es decir

(Lm(λ) Ln(λ)) =

int b

a

Lm(λ)times Ln(λ)times ε(λ)dλ = Cmnδmn

31 MODELO FISICO - MATEMATICO 18 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

donde δmn es el delta de Kronecker y Cmn es una constante entonces si δmn es 1para todos los m y n se dice que el conjunto es ortonormal Por tanto

Nsumj

xj = 1 (33)

2 Extincion no se tiene en cuenta en el modelo Se sabe que la luz al atravesarun medio interestelar de gas o polvo presenta fenomenos de absorcion o dispersioncausando el llamado enrojecimiento del espectro el cual debe ser previamente co-rregido

3 Dispersion de velocidad es un proceso fısico debido a la dinamica estelar y estarelacionado con el corrimiento Doppler Ası el efecto neto sera el ensanchamiento delas lıneas de absorcion en el espectro observado (Oλ) efecto que debe ser corregidopreviamente

Incorporando las anteriores consideraciones la ecuacion 32 para un modelo fısico resulta

M(λ)

M(λ0)=

Nsumj=1

xj

(Lj(λ)

Lj(λ0)

)r(λ)otimesG(v σ) (34)

donde

r(λ) equiv 10minus04(AλminusAλ0) es el termino de extincion Aλ es la extincion del polvo en la

longitud de onda λ y Aλ0 es el enrojecimiento en la longitud de onda normalizadaλ0 En este trabajo se asume que la curva de extincion es similar a la de nuestragalaxia por eso se utilizara la ley de extincion de Cardelli et al (1989) Ademas seasume que todas las componentes estelares es decir cada elemento de la base sufreel mismo enrojecimiento AV

G(v σ) es una distribucion gaussiana de velocidades centrada en v con amplitudde dispersion σ Los espectros de base (L1(λ) LN) son convoluıdos1 (sımbolootimes) con G(v σ) para tener el ancho de las lıneas de absorcion y emision de M(λ)debidos a la cinematica estelar

1La convolucion transforma un espectro F (λ) a un espectro I(λ) dado por

I(λ) =

int +infin

minusinfinF

(λprime =

λ

1 + vc

)G(v v σ)dv (35)

31 MODELO FISICO - MATEMATICO 19 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

32 Modelo Computacional

La herramienta computacional que permitio realizar los calculos con la ecuacion 34 seencuentra disponible en wwwstarlightufscbr El codigo realiza una descomposicion deun espectro observado O(λ) sobre una base de espectros de poblaciones estelares simplescomo una combinacion lineal encontrando el mejor ajuste de M(λ) con relacion a O(λ)El ajuste a O(λ) se realiza a traves de la tecnica derivada de la mecanica estadısticaconocida como Simulated Annealing utilizada para encontrar los parametros mınimosmediante el algoritmo Metropolis - cadenas de Markov

χ2 equiv χ2 (minusrarrx M(λ0) Av v σ)) =

λfsumλi

(O(λ)minusM(λ))2 ω(λ)2 (36)

donde ω(λ)2 = eminus1λ es la funcion de peso expresada como la mascaraerror en cada λ

siendo cero para las longitudes de onda con flujos falsos o lıneas enmascardas λi es la lon-gitud de onda inicial y λf la longitud final de la suma en la funcion de χ2 Cid Fernandeset al (2004)

El ajuste se realiza en cuatro etapas

1 Primeros ajustes (First Fits FF) Hace un amplio barrido del espacio de parametros

Programa de enfriamiento el algoritmo pasa a traves de la base N disminu-yendo la temperatura iniciando desde la mas caliente hasta un valor mınimode temperatura definido en el archivo de configuracion siguiendo la funcionde probabilidad de Boltzmann y utilizando el criterio Metropolis planteado enCid Fernandes et al (2004b)

Adaptacion de la funcion peso Ajusta el peso de forma dinamica segun laeficiencia de las temperaturas aceptadas Cid Fernandes et al (2004b)

Criterios de convergencia centralizado en el valor adimensional el cual dacuenta de la convergencia de las cadenas asociado a cada elemento de la baseGelman y Rubin et al (1992)

Parametros cinematicos se define un valor para v y σ que se mantiene cons-tante en todo el algoritmo Metropolis Cid Fernandes et al (2004b)

2 Correcciones (Clip amp Refit) permite comprobar el peso asignado a cada punto res-pecto al espectro de entrada estableciendo el NSIGMA de ajuste

3 Apropiacion (Burn-In) es considerada la ultima etapa de Starlight ya que tomatodas las cadenas de Markov construidas en el paso anterior que tengan mayorpeso para encontrar ası el mejor ajuste de un espectro de entrada respecto a cadacadena

32 MODELO COMPUTACIONAL 20 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

4 Ultimos ajustes (EX0) desecha los componentes irrelevantes de la base N y afina elajuste generando el archivo de salida

33 Bases Espectrales

Una base espectral utiliza poblaciones estelares simples (SSPs) representadas mediantecumulos de estrellas que nacen a partir de una misma nube de gas con composicion quı-mica homogenea a traves de una formacion estelar intensa y caracterizada por tener unaedad y metalicidad bien definida

Definir las componentes N de la base es de vital importancia para que los resultadostengan alguna conexion con la realidad por ejemplo si se desea identificar la edad delas componentes estelares de una galaxia es necesario que la base precise dentro de susparametros la edad o metalicidad de cada N

331 Construccion de una Poblacion Estelar Simple (SSPs)

El metodo para generar la base de poblaciones estelares contiene tres componentes prin-cipales

1 Observaciones reunidas en bibliotecas estelares de espectros Estas varıan segun latemperatura y la luminosidad de las estrellas de acuerdo con las regiones que sepueden establecer en el diagrama Hertzsprung-Russell (HR)

2 Modelos teoricos de trayectorias evolutivas Estas predicen como serıa la evolucionde las estrellas en un diagrama HR que aportan a la formalizacion de una poblacionestelar

3 Funcion de masa inicial (FMI) φ(m) Pondera el numero de estrellas de masa entrem y m + dm independiente del tiempo y normalizada como

intmφ(m)dm = 1

El espectro de una estrella de masa m que depende de la longitud de onda λ la metali-cidad Z y la edad tprime definido por I(λm t

prime Z) en luminosidades solares [L] y con untiempo de vida τ(m) se define como

I(λm tprime Z) =

f(λm t

prime Z) si tprime le τ(m)

0 si tprime gt τ(m)(37)

donde f es una funcion de λm tprime y Z

Ahora se define

Ψ(tprime) tasa de formacion estelar

33 BASES ESPECTRALES 21 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Z(tprime) ley de enriquecimiento quımico

si se tiene una nube de gas con formacion estelar donde despues de un tiempo de vidat se tienen varias estrellas de distintas masas con edad tprime se debe satisfacer la relaciontprime le t ya que las estrellas no pueden ser mayores que el sistema Sin embargo las estre-llas con edades tprime nacieron en un tiempo t minus tprime donde la tasa de formacion estelar y elenriquecimiento quımico son diferentes de las actuales

El numero de estrellas con edad entre tprime y tprime+dtprime y masas entre m y m+dm en un tiempot esta dada por

dN(t) = Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdtprime (38)

Si la metalicidad esta dada por Z(tminus tprime) la suma de los espectros de las estrellas de edadentre tprime y tprime + dtprime y de masas entre m y m+ dm en el tiempo t es

I total(λm tprime Z(tminus tprime)) = I(λm t

prime Z(tminus tprime))times dN(t)

I total(λm tprime Z(tminus tprime)) = I(λm t

prime Z(tminus tprime))Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdtprime (39)

El espectro total en el tiempo t teniendo en cuenta todas las estrellas con masas entre ellımite inferior de las masas estelares (Mupp) y el lımite superior de masas estelares (Mlow)es

I(λ t) =

int t

0

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(tminus tprime))Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdt

prime (310)

Esta es la ecuacion general para crear un espectro l(λ t) de poblaciones estelares sujetoa una tasa de formacion estelar y a un enriquecimiento quımico determinado Por tantopara formar una poblacion estelar simple con una metalicidad Z y una edad t bien definidasolamente es necesario establecer Ψ(tminus tprime) como

Ψ(tminus tprime) = C times δ(tminus tprime) (311)

donde C es una constante de dimensiones [C] equiv [M] y δ(t minus tprime) equiv [anominus1] Luego laecuacion 310 se reemplaza por

I(λ t) =

int t

0

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(tminus tprime))Cδ(tminus tprime)φ(m)dmdt

prime (312)

Por tanto el espectro con una metalicidad definida en un tiempo tprime = 0 es

I(λ t) = C

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(0))φ(m)dm (313)

Con una poblacion estelar simple es posible generar los elementos de la base a partir dela ecuacion 313 como

33 BASES ESPECTRALES 22 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

L(λ t Z(0)) =I(λ t)

C

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(0))φ(m)dm (314)

L(λ t Z(0)) puede ser llamado Lj(λ) cuando t = tj y Z(0) = Zj con unidades [Lminus1Mminus1

]Por lo tanto el termino Lj(λ) se puede expresar como

Lj(λ) asympsumi

I(mi tj Z(j))φ(mi)∆mi donde τ(mi) le tj (315)

indicando que para calcular Lj(λ) se suman los espectros individuales de estrellas de unabiblioteca estelar dada a lo largo de una edad tj y metalicidad Zj por una funcion de masainicial

332 Modelos de Poblaciones Estelares Simples

Los espectros de las estrellas Lj(λ) se agrupan en diferentes modelos de poblaciones es-telares simples (SSPs) difiriendo en el conjunto de bibliotecas estelares y requerimientosevolutivos pero todos utilizan la funcion de masa de Chabrier (2003)

Υ(logm) prop

exp[minus

(logm minus logmc)2

2σ2

] si m le 1M

mminus13 si m gt 1M

(316)

con mc = 0008 y σ = 0069 Esta funcion de masa indica la cantidad de estrellas en unintervalo logarıtmico de masa 2

Los modelos utilizados son

STELIB (Stellar Library) contiene 249 estrellas observadas entre 3200A - 9500A yresolucion espectral de 3A (Le Borgne et al 2003)

2 podemos reemplazar φ(m) con la condicion de normalizacionint Mupp

Mlow

mΥ(logm)d logm = 1 (317)

con d logm

dm= 1

m ln 10 = d logm

dm= log e

m tenemos

log e

int Mupp

Mlow

Υ(logm)dm =

int Mupp

Mlow

mφ(m)dm = 1 (318)

por tanto

φ(m) = log eΥ(logm)

m (319)

33 BASES ESPECTRALES 23 Marıa E Rojas A

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Nombre Metalicidad [Z] Fuente

Padova 1994 0001ndash 010 Alongi et al (1993)

Bressan et al (1993)

Fagotto et al (1994a)

Fagotto et al (1994b)

Girardi et al (1996)

Padova 2000 00004 ndash003 Girardi et al (2000)

Geneva 002 Schaller et al (1992)

Charbonnel et al (1996)

Charbonnel et al (1999)

Cuadro 31 Trayectorias Evolutivas usadas en BC03 Fuente BC03

MILES (A Medium Resolution INT Library of Empirical Spectra) Contiene 985estrellas observadas entre 3200A - 7500A y resolucion media de 23A (Sanchez-Blazquez et al 2006)

Granada contiene 1654 espectros estelares compuestos con modelos de atmosferaestelar entre 3000A - 7000A y resolucion espectral de 03A (Martins et al 2005)

Bruzual amp Charlot (2003 BC03) Contiene 26 modelos de base con SSPs calculadosutilizando trayectoria evolutiva de Padova 1994 (Alongi et al 1993 Bressan et al1993 Fagotto et al 1994 Girardi et al 1996) cada base contiene 221 espectros dealta resolucion con edades desde t = 0 a t = 20 Giga anos en un rango de 3200A -9500A en unidades de LAminus1 Mminus1

13 de estas SSPS utilizan la FMI de Chabrier(2003) con Mlow = 01 M y Mupp = 100 M normalizados a una masa total de1M en las estrellas a la edad t = 0 las otras 13 SSPs son analogos Salpeter

Para este trabajo se adapto la base de poblaciones estelares simples de la biblioteca deBruzual e Charlot (2003 BC03) que se basa en trayectorias evolutivas y en bibliotecasde espectros estelares descritas en la tabla 31 32 y 33 La mayorıa de los resultadospublicados de Starlight usan este modelo por su amplia gama en edades y metalicidades

Para reproducir la formacion estelar de NGC6240 se utiliza una base que contiene 200SSPs con edades entre 2 times 106 y 13times1010 anos con resolucion de 3A en un rango de3200A a 9500A para las metalicidades de 02Z (m42) 04Z (m52) 1Z (m62) y 25Z(m72) con rutas evolutivas de Padova 1994 libreria STELIB 2003 y funcion masa inicialde Chabrier (2003) mostrados en el cuadro anexo 71 y visualizados en la figura 31 Ca-da una de las figuras representa una metalicidad de la base con sus respectivos 50 SSPscorrespondientes a diferentes edades En ellas es posible observar que los espectros se

33 BASES ESPECTRALES 24 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Nombre Tipo Intervalo de Resolucion Intervalo de Fuente

longitud de onda metalididad

BaSeL teorica 91 A a 160 micro m 300 105Z a 10Z Kurucz (1995 pc)

Bessel et al (1989)

Bessel et al (1991)

Fluks et al (1994)

Allard amp Hauschidt (1995)

Rauch (2002)

STELIB observacional 3200A a 9500A 2000 - 20 lt[FeH] lt050 Le Borgne et al (2003)

Pickles observacional 1205A a 25 micro m 500 Z Pickles (1998)

Fanelli et al (1992)

Cuadro 32 Bibliotecas de espectros estelares de BC03 Fuente BC03

Nombre Calibracion Fuente

BaSeL 10 teorica Lejeune et al (1997)

Lejeune et al (1998)

BaSeL 22 semi-empırica Lejeune et al (1997)

Lejeune et al (1998)

BaSeL 31 semi-empırica Westera (2000)

Padova 2000 00004 a 003 Westera et al (2002)

Cuadro 33 Diferentes calibraciones basadas BaSeL Fuente BC03

33 BASES ESPECTRALES 25 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

distribuyen desde la poblacion estelar de mayor temperatura en la parte superior hastalas mas frıas en la parte inferior cada espectro se encuentra calibrado por flujo y sonnormalizados a la unidad de masa solar (M)

Otra caracterıstica de la base BC03 es que no reproduce las lıneas de emision observadaspor lo tanto solo es posible reproducir las lıneas de absorcion debidas a la formacionestelar Es entonces donde el codigo requiere enmascarar o definir rangos de longitud deonda que correspondan a las lıneas de emision con el fin de aumentar la sensibilidaddel ajuste y encontrar ası la componente de absorcion que puede estar siendo opacadapor las lıneas de emision del mismo intervalo Para este trabajo se utiliza la mascarageneral dispuesta dentro del codigo adaptada en la tesis doctoral Natalia Vale Asari(2005) donde se enmascaran la lıneas de emision mas fuertes La mascara esta basada enlos trabajos de Gonzalez-Delgado et al (1995) Pastoriza et al(1993) Benjamin et al(1999) y Zhang et al (2005) y en regiones problematicas de la base de Bruzual y Charlot(2003) asociadas a efectos turbulentos entre 6845A - 6945A y entre 7550A - 7725A y laregion entre 7165A -7210A debida a errores sistematicos La mascara general detallada sepuede ver en la tabla anexa 72

33 BASES ESPECTRALES 26 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

02 Z∘

Log(L λ)[L ∘Å-

1 M∘-

1 ]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

04 Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

file=357911131415171921232527293133353639414345474951535557596163

(a) (b)Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

file=357911131517192123252729313335373941434547495153555759

25Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

y136y135y132y131y130y129y128y127y125y122y121y120y119y118y117y116y115y114y109y106y98y95y94y93y92y90y88y89y97y86y85y84y83y81y59y58y57y56y55y54x51y51y49x48y48y47y46y40y39

(c) (d)

Figura 31 Espectros de SSPs del modelo BC03 Bruzual amp Charlot 2003 para diferentesmetalicidades (a) 02Z (m42) (b) 04Z (m52) (c) 1Z(m62) (d) 25Z(m72) cadametalicidad contiene 50 SSPs con edades entre 2times 106 y 13times 1010 anos Resolucion de3A

33 BASES ESPECTRALES 27 Marıa E Rojas A

CAPITULO 4

Extraccion y Analisis de Espectros

El espectro original se obtuvo con el espectrografo ISIS del telescopio William Herschel de4 2m (WHT) instalado en la Palma (Canarias) utilizando las configuraciones R300B -CCD EEV 12 y R316R - CCD MARCONI2 para los brazos azul y rojo respectivamenteentre 3000A- 5000A y 5000A - 7800A con una escala de 149 segundos de arcomm alo largo de la hendidura El espectro fue cedido por la doctora Rosa Gomez Delgadodel Instituto de Astrofısica de Andalucia Los detalles de la observacion se encuentranregistrados en la tabla 41

Fecha Brazo CCD+gratting Slit PA Slit width (arcsec) texp[sec]

20050910 Red MARCONI2+R316R 88593063 1237020 900

20050909 Blue EEV12+R300B 88620857 1237020 900

Cuadro 41 Resumen de las observaciones espectroscopicas de NGC6240

41 Reduccion

En un espectro obtenido con una apertura donde no es posible identificar cual es lazona espacialmente localizada se hace necesario encontrar la orientacion espacial a fin deajustar la imagen espectral respecto a una imagen fotografica de orientacion conocida Estareorientacion fue realizada por Rosa Gomez Delgado y Mario A Higuera G con rutinas deIRAF (Image Reducction and Astronomical Facilities ver httpwwwirafcom) tomandocomo imagen fotografica de referencia la dispuesta en la base del Telescopio EspacialHubble (HST) ver httphubblesiteorggallery

28

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Figura 41 Reduccion espectral para el filtro Rojo separacion espacial fuente Mario AHiguera G

Un vez reorientado el espectro original se realizo una separacion de la cantidad de luzque paso a traves de la apertura del instrumento para los filtros rojo y azul a lo largodel rango espacial definido En la apertura espacial aparecen todas las fuentes de emisionpresentes en el momento del registro Al visualizarlas con la rutina apall de IRAF figura41 se separan las regiones de estudio

El analisis permito identificar y reducir seis zonas en total para cada filtro que al sersuperpuestas con la imagen fotografica espacial de NGC6240 se distiguieron ası zona Inucleo del sur zona II proximidad hacia el sur de la zona I zona III proximidad hacia elnorte del registro fotografico zona IV nucleo del norte zona V seccion intermedia entrelos dos nucleos y finalmente la zona VI estrella de calibracion

De todas las zonas se obtuvo un espectro para cada filtro estos fueron normalizados ypromediados con el fin de dar unicidad y ası permitir visualizar un espectro del visible enun rango entre 3200A y 7200A para todas las zonas Los espectros obtenidos se corrigieronpor Doppler (z = 0024480 NED ver httpnedipaccaltechedu) y exceso de colorasociado al polvo segun Cardelli et al (1989) en donde

E(BminusV ) = minus232 log

(Rint

Robs

)siendo Rint = 31 y Robs =HαHβ la relacion de flujos previamnete calibados de las lıneasHα y Hβ medidos por tecnica de separacion en LINER1

1LINER herramienta computacional del reporte interno de Richard W Pogge la cual utiliza una

41 REDUCCION 29 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Figura 42 Imagen fotografica del HST de NGC6240

Los espectros al final de la reduccion que se utilizaron para este trabajo se presentan enla figura 43

Al realizar el analisis de cada una de las zonas reducidas se encuentra que las zonas Iy IV presentan espectros asociados a nucleos activos las zonas II y III corresponden alas regiones adyacentes de estos nucleos que debido a su baja razon senal-ruido no serananalizadas en este trabajo la zona V corresponde a la zona intermedia debida a la fuertecomponente estelar presente en el espectro y finalmente la zona VI presenta un espectrocaracterıstico de una estrella identificada en la imagen fotografica que se utiliza comopatron de referencia figura 42

tecnica que define un continuo arbitrario sobre el cual es posible marcar el centro esperado de una lıneasobre un espectro esto permite adquirir los valores de λ centro de lınea FWHM ancho equivalente yflujo de las lıneas tanto de emision como de absorcion

41 REDUCCION 30 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

0

2eminus13

4eminus13

6eminus13

8eminus13

λ[Å]4000 5000 6000

Zona I

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

0

2eminus16

4eminus16

6eminus16

8eminus16

1eminus15

12eminus15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona II

(a) (b)

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

minus2eminus16

minus1eminus16

0

1eminus16

2eminus16

3eminus16

4eminus16

λ[Å]3000 4000 5000 6000 7000

Zona III

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

0

5eminus14

1eminus13

15eminus13

2eminus13

25eminus13

3eminus13

35eminus13

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona IV

(c) (d)

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

minus1eminus16

0

1eminus16

2eminus16

3eminus16

4eminus16

5eminus16

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona V

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

2eminus17

4eminus17

6eminus17

8eminus17

1eminus16

12eminus16

λ[Å]4000 5000 6000 7000

ZonaVI

(e) (f)

Figura 43 Espectros reducidos del visible para NGC6240 (a) Zona I (b) Zona II (c)Zona III (d) Zona IV (e) Zona V (f) Zona VI

41 REDUCCION 31 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

42 Caracterizacion

Los espectros de las zonas I y IV son caracterizados por los valores de λ centro de lıneaFWHM ancho equivalente y flujo de las lıneas de absorcion y emision los cuales se puedenobservar en las tablas 42 y 43 para cada zona respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259856 141934 121105 932365

He I lowast 3820000 38243220 240649 -368885 -331320

[Ne III] 3868760 38665283 196365 960760 849525

K-Ca II lowast 3933000 39298906 825863 -438132 -378235

H-Ca II lowast 3968000 39671277 970000 -270968 -230588

He I 4026000 40302915 870264 207639 172326

[S II] 4068600 40671338 613711 167254 136787

Fe II 4178862 41774009 188631 0157450 0123046

Hδ 4101740 41114917 365668 0608985 0489181

Hγ 4340471 43366045 920191 176589 128710

Hβ 4861300 48590737 156186 132648 538800

[O III] 4958900 49586538 303193 112192 394091

[ OIII] 5006840 50054878 217619 263052 856364

C-C lowast 5165000 51681416 204788 -181874 -0543207

Fe II 5197570 51986562 182212 770700 227194

Na-I(D) lowast 5892000 58881143 119381 -971280 -202980

[O I] 6300304 62998452 208984 297493 540325

[O I] 6363776 63638130 213094 886981 157329

[N II] 6548050 65467163 236476 372079 629095

Hα 6562819 65614551 236476 988640 172153

[N II] 6583460 65830864 236476 950283 194036

[S II] 6716440 67180718 184565 402939 743104

[S II] 6730810 67330210 184565 288223 514382lowast Lınea de absorcion

Cuadro 42 Lıneas identificadas en la Zona I de NGC6240

En la caracterizacion de las dos zonas sobresale una significativa emision de Hβ [OIII]5007A Hα y [NII] 6585A asociadas a la formacion estelar o actividad del nucleo galacticoTambien es posible observar la presencia de lıneas de emision de HeI [OI] en conjuntocon la serie de Balmer Ası mismo fue posible medir la lınea de emision [OII] en 3727Ajunto con las lıneas de H-Ca K-Ca

42 CARACTERIZACION 32 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3728815 37295811 139871 980735 752002

[Ne III] 3868760 38702319 202032 129640 988668

K-Ca II lowast 3933000 39331504 649803 -303453 -241752

H-Ca II lowast 3968000 39680195 689754 -287500 -234462

G-banda lowast 4301000 43048105 301566 -703450 -553622

Hγ 4340471 43404194 808685 104001 0771791

Hβ 4861300 48625376 157743 105704 477370

[O III] 4958900 49602510 204316 867190 374412

[O III] 5006840 50088350 156499 203541 858706

C-C lowast 5165000 51694761 221025 -478236 -186147

[O I] 6300304 62999092 223367 346819 593403

[O I] 6363776 63637612 260837 125170 209970

[N II] 6548050 65507192 180655 374786 791877

Hα 6562819 65663501 180655 788344 165570

[N II] 6583460 65867407 180655 101594 211693

[S II] 6716440 67188540 132432 320833 634206

[S II] 6730810 67328965 185795 414013 81368lowast Lınea de absorcion

Cuadro 43 Lıneas identificadas en la Zona IV de NGC6240

42 CARACTERIZACION 33 Marıa E Rojas A

CAPITULO 5

Espectroscopıa Sintetica

Ajustada la sintesis de poblacion estelar inherente al codigo Starlight se estudio la galaxiaNGC6240 y se obtuvieron propiedades fısicas tales como la composicion estelar a lo largode la historia de la formacion estelar de la galaxia bajo la biblioteca de Bruzual y Char-lot (2003) parametros cineticos como extincion por polvo AV y el vector de poblacionestelar en terminos de una fraccion de luz(xj) obtenidos con la interprestacion del porcen-taje de formacion estelar sintetica y las caracterısticas de las lıneas de absorcion obtenidas

51 Sıntesis espectral

Con el fin de encontrar la sintesis de la poblacion estelar de los dos nucleos del sistema encolision NGC6240 se ejecuto el codigo Starlight para las zonas en las que era posible vi-sualizar la regiones centrales de cada nucleo zonas I y IV Con estos espectros de entradase ejecutaron las combinaciones lineales de la base de Bruzual y Charlot (2003) para lasmetalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z individualmente con esto se identificaron laspoblaciones estelares que contribuıan en la reproduccion sintetica de cada zona Con baseen estos resultados parciales finalmente se construyo la base que mejor representa cadazona respectivamente Esta contiene 200 poblaciones estelares con edades entre 2 times 106

y 13times1010 anos resolucion de 3A en un rango de 3200A a 9500A con metalicidades de02Z 04Z 1Z y 25Z rutas evolutivas de Padova 1994 libreria STELIB y funcionmasa inicial de Chabrier (2003)

La busqueda del mejor ajuste entre el espectro de entrada y el espectro de salida se centroen disminuir al maximo el valor de la relacion [chi2Nleff ] la cual relaciona el valor delχ2 de cada valor de λ Otro valor que se tuvo en cuenta fue la desviacion media porcentual

34

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

de todos los pıxeles con relacion al espectro de entrada [adev( )] los mejores valores seregistraron en la tabla 51

Parametro Zona I Zona IV

[chi2Nleff ] 137545 113193

[adev( )] 638644 446156

Cuadro 51 Calidad del ajuste de Starlight

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

Figura 51 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral I de NGC6240 (trazo negro)

Los espectros de la formacion estelar logrados con este ajuste se muestran en las figuras51 y 52 en donde el trazo rojo representa la formacıon estelar asociada al espectro deentrada representado con el trazo negro de las zonas I y IV respectivamente

En estas figuras se puede observar una componente de absorcion sintetica por cada lıneade emision observada del espectro de entrada como es el caso de las lıneas en la longitudde onda de 3740A 3796A 3837A 3887A 3933A 3969A 4098A 4338A 4100A 4339A4860A 6548A las cuales corresponde a transiciones electronicas conocidas y definidas enel cuadro 11

51 SINTESIS ESPECTRAL 35 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

ObservadoSinteacutetico

Figura 52 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral IV de NGC6240 (trazo negro)

51 SINTESIS ESPECTRAL 36 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

52 Sustraccion espectral

Un vez definida la formacion estelar de cada una de la zonas espectrales se realizo unasustraccion de la formacion estelar asociada a cada zona con el fin de descontaminar elespectro de emision del nucleo activo filtrando ası un espectro de mejores caracterısticasel cual es posible observar en el trazo azul de las figuras 53 y 54

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 53 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral I de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral I de NGC6240 (negro)obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z(b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 37 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 54 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral VI de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral IV de NGC6240(negro) obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Zy 25Z (b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 38 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

53 Caracterizacion espectral

Cada uno de los espectros se caracterizo con la identificacion de todas las lıneas de emisionpresentes en ellas una vez realizada la sustraccion mediante un ajuste de tipo gaussianodefinido en un continuo aleatorio en el software LINER siendo posible obtener el centrode lınea el ancho total a la mitad de la altura (FWHM) y el flujo total visualizados enlas tablas 53 y 53 para las zonas I y IV respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259714 145056 273839 953139

H11 3770630 37686479 440904 425545 149716

H10 3797898 37960681 401993 326624 112110

H9 3835384 38334482 367421 376538 124836

[Ne III] 3868760 38685388 179806 168928 541474

K Ca-II lowast 3933000 39294148 131932 -206818 -623528

H Ca-II 3968000 39691155 446669 468596 135456

He I 4026000 40263750 264590 900988 244257

[S II] 4068600 40721025 240745 173767 446216

Hδ 4101740 40978579 169919 276703 688289

Hγ 4340471 43382275 130266 353231 612874

Hβ 4861300 48594336 151258 -677140 792772

[O III] 4958900 49571484 182238 -129678 227669

[O III] 5006840 50056445 189935 -360470 737521

Fe II 5197570 51990830 217043 -909013 291244

[O I] 6300304 62998164 236848 -365105 644235

[O I] 6363776 63634268 280102 -542065 239085

[NII] 6548050 65466426 250518 -330128 652055

Hα 6562819 65614375 250518 -114643 186725

[N II] 6583460 65836201 250518 -195511 214778

[S II] 6716440 67192485 222886 -472177 102774

[S II] 6730810 67358408 222886 -280570 502474lowast Lınea de absorcion

Cuadro 52 Lıneas de Emision Zona I de NGC6240

531 Clasificacion de NGC6240

Para clasificar a NGC6240 entre los tipos de nucleo activo descritos en la literatura seutilizo las razones de flujo para la ubicacion de este sistema en el diagrama BPT (Bald-win Phillips amp Terlevich 1981) descrito en Cid Fernandes et al (2010) como la mejorseparacion entre galaxias tipo Seyfert LINER y de formacion estelar fuerte mediante la

53 CARACTERIZACION ESPECTRAL 39 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[ O I] 3726032 37296033 143969 -221934 787713

[Ne III] 3868760 38706140 118089 -233171 399531

K Ca-II lowast 3933000 39330952 120923 341232 -383848

S II 4076349 40792864 693475 913706 854107

Hδ 4101742 41004019 936462 679737 301683

Fe II lowast 4303176 43052456 192020 -119689 -283858

Hγ 4340471 43394087 100879 155567 419237

Hβ 4861300 48617803 144197 -647377 680787

[O III] 4958900 49606152 172003 -194691 316305

[O III] 5006840 50090156 161854 -479744 914152

[O I] 6300304 63029087 178476 -155210 621454

[O I] 6363776 63667563 189027 334244 199334

[N II] 6548050 65512285 184697 -152528 896611

Hα 6562819 65665557 184697 -1004495E+06 173249

[N II ] 6583460 65869326 184697 711567 217207

[S II] 6716440 67182754 122346 -459232 516263

[S II] 6730810 67316655 212515 -152349 100130lowast Lınea de absorcion

Cuadro 53 Lıneas de Emision Zona IV de NGC6240

relacion de los flujos de las lıneas de emision de Hα Hβ [NII]λ6584 y [OIII]λ5007 enlog([NII]λ6584 Hα) y log([OIII]λ5007Hβ) que para el caso de la region VI es

log([NII]λ6584 Hα) =020

y

log([OIII]λ5007 Hβ) =-028

lo que ubica a NGC6240 en el diagrama BPT dentro de las galaxia tipo LINER en con-cordancia con el catalogo de Veron-Cetty de (2006)

54 Propiedades fısicas de NGC6240

Los parametros derivados del mejor modelo de la sıntesis permiten adicionalmente calcu-lar y encontrar algunas propiedades fısicas de la galaxia tabla 54 A partir de cada unode estos parametros fue posible asociar las siguientes propiedades

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 40 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Parametro Definicion Zona I Zona IV

[summinus of minus xj( )] Vector de poblacion estelar 9422336 9897032

[Miniminus tot] Fraccion de masa 846570E+02 706677E+03

[Mcor minus tot] Logaritmo de la masa estelar [M] 613714E+02 363687E+03

[v0minusmin(kms)] -11323 -13292

[vdminusmin(kms)] 4700 8439

[AV minusmin(mag)] Atenuacion del polvo [magnitud] -10000 -10000

Cuadro 54 Calidad del ajuste de Starlight

Zona OSP IPS YPS

I 0 176488 765745

IV 06582 355544 614753

Cuadro 55 Porcentaje de formacion estelar sintetica de NGC6240 poblacion estelar joven(YSPs) t le 0 1 Giga anos poblacion estelar con edad intermedia (ISP) 0 1 lt tISP le 2Giga anos la poblacion estelar con edad superior (OSP) 125 Giga ano Rodrıguez ZaurınJ et al (2008)

EdadLa interpretacion del termino [summinus of minus xj( )] vector poblacion xj discutido enla seccion 31 permitio clasificar la poblacion estelar sintetica en i poblacion estelarjoven (YSPs) con componentes estelares de edad t le 0 1 Giga ano ii poblacionestelar con edad intermedia (ISP) con componentes de edad entre 0 1 lt tISP le 2Giga ano y iii poblacion estelar con edad superior (OSP) con componentes de edadmayor que 12 5 Giga ano Rodrıguez Zaurın J et al (2008) Es entonces como alrealizar un tabulacion de este vector en la sıntesis de NGC6240 se puede concluirque mas del 60 de la poblacion estelar corresponde a poblacion estelar joven elporcentaje de cada componente segun la zona se especifica en la cuadro 55

MetalicidadEl porcentaje de las metalicidades empleadas para reproducir el sistema NGC6240fueron tabulados en el cuadro 56 Se puede concluir que existe una contribucion depoblacion estelar de tipo frıo K o M ya que la metalicidad de este tipo de poblacioneses aproximadamente cero mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para lazona IV pertenecen a poblaciones mas calientes de tipo espectral O y M

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 41 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Zona 02Z( ) 04Z( ) 1Z( ) 25Z( )

I 219 3618 5583 00002

IV 1289 4501 4105 0

Cuadro 56 Porcentaje de la metalicidad media en la sıntesis de NGC6240

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 42 Marıa E Rojas A

CAPITULO 6

Conclusiones

Del mapeo de la galaxia NGC 6240 se logro extraer un espectro de buenas caracte-rısticas correspondiente a las zonas I y IV las cuales responden a las zonas espacialesde los nucleos de la galaxia mientras que para las demas zonas es necesario aunrealizar algunas reducciones con mayor detalle para lograr ası eliminar el alto ruidopresente en los espectros

Sobre los espectros espacialmente definidos se realizo una extraccion que permitioidentificar las lıneas de emision y absorcion presente en la zonas I y IV

Con base en la combinacion de las bases de poblaciones estelares de Bruzual GCharlot S (2003) se construyo un espectro sintetico de buenas caracterısticas conla ejecucion de Spectral Synthesis Code -Starlight Cid Fernandes R (2005) en laszonas I y IV

Se realizo una sustraccion entre el espectro observado y el espectro sintetico a fin deeliminar la componente de absorcion asociada con la formacion estelar reproducidacon el espectro sintetico obtenido dando origen a una tabla de flujos reales de lıneasde emision que no habıan sido posible medir debido a la superposicion de las lıneasde absorcion asociadas a la actividad de formacion estelar de la galaxia huesped

La poblacion estelar presente en el espectro sintetico de NGC 6240 segun la literaturade Rodrıguez Zaurın J (2008) es una poblacion estelar joven con edades entret le 0 1 Giga ano con un porcentaje del 765745 en la zona I y 614753 enla zona IV La poblacion estelar con edad intermedia entre 0 1 lt tISP le 2 Gigaano presentan un porcentaje mas bajo del 176488 y 355544 en las zonas I yIV respectivamente Mientras que la poblacion estelar mayor de 125 Giga ano notienen asociado ningun porcentaje en la contribucion del espectro sintetico

43

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Existe una poca contribucion de poblacion estelar de tipo frıo K o M en NGC6240ya que la metalicidad de este tipo de poblaciones es aproximadamente cero en lasıntesis espectral mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para la zona IVpertenecen a poblaciones jovenes de tipo espectral O y M

44 Marıa E Rojas A

Bibliografıa

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45

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BIBLIOGRAFIA 50 Marıa E Rojas A

CAPITULO 7

Anexos

SSP Edad [anos] Z Mstar

bc2003-hr-m42-chab-ssp-032spec 000174e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-034spec 000191e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-051spec 000417e9 000400 09666

bc2003-hr-m42-chab-ssp-052spec 000437e9 000400 09622

bc2003-hr-m42-chab-ssp-053spec 000457e9 000400 09579

bc2003-hr-m42-chab-ssp-054spec 000479e9 000400 09534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-055spec 000501e9 000400 09488

bc2003-hr-m42-chab-ssp-070spec 001000e9 000400 08862

bc2003-hr-m42-chab-ssp-073spec 001148e9 000400 08752

bc2003-hr-m42-chab-ssp-074spec 001202e9 000400 08716

bc2003-hr-m42-chab-ssp-075spec 001259e9 000400 08680

bc2003-hr-m42-chab-ssp-076spec 001318e9 000400 08644

bc2003-hr-m42-chab-ssp-077spec 001380e9 000400 08608

bc2003-hr-m42-chab-ssp-078spec 001445e9 000400 08571

bc2003-hr-m42-chab-ssp-079spec 001514e9 000400 08534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-080spec 001585e9 000400 08501

bc2003-hr-m42-chab-ssp-081spec 001660e9 000400 08469

bc2003-hr-m42-chab-ssp-082spec 001738e9 000400 08436

Continua en la pagina siguiente

51

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m42-chab-ssp-084spec 001905e9 000400 08369

bc2003-hr-m42-chab-ssp-087spec 002188e9 000400 08269

bc2003-hr-m42-chab-ssp-088spec 002291e9 000400 08237

bc2003-hr-m42-chab-ssp-112spec 006405e9 000400 07525

bc2003-hr-m42-chab-ssp-113spec 007187e9 000400 07446

bc2003-hr-m42-chab-ssp-114spec 008064e9 000400 07366

bc2003-hr-m42-chab-ssp-115spec 009048e9 000400 07287

bc2003-hr-m42-chab-ssp-116spec 010152e9 000400 07207

bc2003-hr-m42-chab-ssp-117spec 011391e9 000400 07130

bc2003-hr-m42-chab-ssp-118spec 012780e9 000400 07064

bc2003-hr-m42-chab-ssp-119spec 014340e9 000400 06997

bc2003-hr-m42-chab-ssp-120spec 016090e9 000400 06930

bc2003-hr-m42-chab-ssp-121spec 018053e9 000400 06863

bc2003-hr-m42-chab-ssp-122spec 020256e9 000400 06800

bc2003-hr-m42-chab-ssp-123spec 022727e9 000400 06738

bc2003-hr-m42-chab-ssp-124spec 025500e9 000400 06676

bc2003-hr-m42-chab-ssp-125spec 028612e9 000400 06613

bc2003-hr-m42-chab-ssp-126spec 032103e9 000400 06550

bc2003-hr-m42-chab-ssp-127spec 036020e9 000400 06486

bc2003-hr-m42-chab-ssp-128spec 040415e9 000400 06427

bc2003-hr-m42-chab-ssp-129spec 045347e9 000400 06370

bc2003-hr-m42-chab-ssp-130spec 050880e9 000400 06313

bc2003-hr-m42-chab-ssp-131spec 057088e9 000400 06256

bc2003-hr-m42-chab-ssp-132spec 064054e9 000400 06197

bc2003-hr-m42-chab-ssp-133spec 071870e9 000400 06140

bc2003-hr-m42-chab-ssp-134spec 080640e9 000400 06082

bc2003-hr-m42-chab-ssp-135spec 090479e9 000400 06024

bc2003-hr-m42-chab-ssp-201spec 1500000e9 000400 04919

bc2003-hr-m42-chab-ssp-204spec 1575000e9 000400 04915

bc2003-hr-m42-chab-ssp-214spec 1825000e9 000400 04875

bc2003-hr-m42-chab-ssp-218spec 1925000e9 000400 04872

bc2003-hr-m52-chab-ssp-031spec 000166e9 000800 10000

Continua en la pagina siguiente

52 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-032spec 000174e9 000800 10000

bc2003-hr-m52-chab-ssp-034spec 000191e9 000800 10000

bc2003-hr-m52-chab-ssp-051spec 000417e9 000800 09645

bc2003-hr-m52-chab-ssp-052spec 000437e9 000800 09599

bc2003-hr-m52-chab-ssp-054spec 000479e9 000800 09496

bc2003-hr-m52-chab-ssp-055spec 000501e9 000800 09443

bc2003-hr-m52-chab-ssp-070spec 001000e9 000800 08827

bc2003-hr-m52-chab-ssp-073spec 001148e9 000800 08725

bc2003-hr-m52-chab-ssp-074spec 001202e9 000800 08691

bc2003-hr-m52-chab-ssp-075spec 001259e9 000800 08657

bc2003-hr-m52-chab-ssp-076spec 001318e9 000800 08622

bc2003-hr-m52-chab-ssp-077spec 001380e9 000800 08587

bc2003-hr-m52-chab-ssp-078spec 001445e9 000800 08552

bc2003-hr-m52-chab-ssp-079spec 001514e9 000800 08517

bc2003-hr-m52-chab-ssp-080spec 001585e9 000800 08485

bc2003-hr-m52-chab-ssp-081spec 001660e9 000800 08453

bc2003-hr-m52-chab-ssp-082spec 001738e9 000800 08420

bc2003-hr-m52-chab-ssp-083spec 001820e9 000800 08387

bc2003-hr-m52-chab-ssp-084spec 001905e9 000800 08354

bc2003-hr-m52-chab-ssp-087spec 002188e9 000800 08256

bc2003-hr-m52-chab-ssp-088spec 002291e9 000800 08226

bc2003-hr-m52-chab-ssp-112spec 006405e9 000800 07527

bc2003-hr-m52-chab-ssp-113spec 007187e9 000800 07451

bc2003-hr-m52-chab-ssp-114spec 008064e9 000800 07376

bc2003-hr-m52-chab-ssp-115spec 009048e9 000800 07301

bc2003-hr-m52-chab-ssp-116spec 010152e9 000800 07226

bc2003-hr-m52-chab-ssp-117spec 011391e9 000800 07150

bc2003-hr-m52-chab-ssp-118spec 012780e9 000800 07088

bc2003-hr-m52-chab-ssp-119spec 014340e9 000800 07026

bc2003-hr-m52-chab-ssp-120spec 016090e9 000800 06963

bc2003-hr-m52-chab-ssp-121spec 018053e9 000800 06900

bc2003-hr-m52-chab-ssp-122spec 020256e9 000800 06838

Continua en la pagina siguiente

53 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-123spec 022727e9 000800 06781

bc2003-hr-m52-chab-ssp-124spec 025500e9 000800 06723

bc2003-hr-m52-chab-ssp-125spec 028612e9 000800 06665

bc2003-hr-m52-chab-ssp-126spec 032103e9 000800 06607

bc2003-hr-m52-chab-ssp-127spec 036020e9 000800 06548

bc2003-hr-m52-chab-ssp-128spec 040415e9 000800 06490

bc2003-hr-m52-chab-ssp-129spec 045347e9 000800 06434

bc2003-hr-m52-chab-ssp-130spec 050880e9 000800 06377

bc2003-hr-m52-chab-ssp-131spec 057088e9 000800 06318

bc2003-hr-m52-chab-ssp-132spec 064054e9 000800 06266

bc2003-hr-m52-chab-ssp-133spec 071870e9 000800 06205

bc2003-hr-m52-chab-ssp-134spec 080640e9 000800 06145

bc2003-hr-m52-chab-ssp-135spec 090479e9 000800 06086

bc2003-hr-m52-chab-ssp-201spec 1500000e9 000800 04936

bc2003-hr-m52-chab-ssp-204spec 1575000e9 000800 04935

bc2003-hr-m52-chab-ssp-214spec 1825000e9 000800 04887

bc2003-hr-m52-chab-ssp-218spec 1925000e9 000800 04882

bc2003-hr-m62-chab-ssp-031spec 000166e9 002000 10000

bc2003-hr-m62-chab-ssp-032spec 000174e9 002000 10000

bc2003-hr-m62-chab-ssp-034spec 000191e9 002000 09996

bc2003-hr-m62-chab-ssp-051spec 000417e9 002000 09535

bc2003-hr-m62-chab-ssp-052spec 000437e9 002000 09482

bc2003-hr-m62-chab-ssp-054spec 000479e9 002000 09384

bc2003-hr-m62-chab-ssp-055spec 000501e9 002000 09342

bc2003-hr-m62-chab-ssp-070spec 001000e9 002000 08751

bc2003-hr-m62-chab-ssp-071spec 001047e9 002000 08716

bc2003-hr-m62-chab-ssp-072spec 001096e9 002000 08680

bc2003-hr-m62-chab-ssp-073spec 001148e9 002000 08644

bc2003-hr-m62-chab-ssp-074spec 001202e9 002000 08608

bc2003-hr-m62-chab-ssp-075spec 001259e9 002000 08572

bc2003-hr-m62-chab-ssp-076spec 001318e9 002000 08535

bc2003-hr-m62-chab-ssp-077spec 001380e9 002000 08503

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54 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-078spec 001445e9 002000 08472

bc2003-hr-m62-chab-ssp-079spec 001514e9 002000 08440

bc2003-hr-m62-chab-ssp-081spec 001660e9 002000 08375

bc2003-hr-m62-chab-ssp-082spec 001738e9 002000 08342

bc2003-hr-m62-chab-ssp-084spec 001905e9 002000 08276

bc2003-hr-m62-chab-ssp-087spec 002188e9 002000 08189

bc2003-hr-m62-chab-ssp-088spec 002291e9 002000 08159

bc2003-hr-m62-chab-ssp-112spec 006405e9 002000 07502

bc2003-hr-m62-chab-ssp-113spec 007187e9 002000 07429

bc2003-hr-m62-chab-ssp-114spec 008064e9 002000 07360

bc2003-hr-m62-chab-ssp-115spec 009048e9 002000 07291

bc2003-hr-m62-chab-ssp-116spec 010152e9 002000 07221

bc2003-hr-m62-chab-ssp-117spec 011391e9 002000 07150

bc2003-hr-m62-chab-ssp-118spec 012780e9 002000 07093

bc2003-hr-m62-chab-ssp-119spec 014340e9 002000 07036

bc2003-hr-m62-chab-ssp-120spec 016090e9 002000 06978

bc2003-hr-m62-chab-ssp-121spec 018053e9 002000 06920

bc2003-hr-m62-chab-ssp-122spec 020256e9 002000 06862

bc2003-hr-m62-chab-ssp-123spec 022727e9 002000 06808

bc2003-hr-m62-chab-ssp-124spec 025500e9 002000 06754

bc2003-hr-m62-chab-ssp-125spec 028612e9 002000 06700

bc2003-hr-m62-chab-ssp-126spec 032103e9 002000 06646

bc2003-hr-m62-chab-ssp-127spec 036020e9 002000 06592

bc2003-hr-m62-chab-ssp-128spec 040415e9 002000 06538

bc2003-hr-m62-chab-ssp-129spec 045347e9 002000 06484

bc2003-hr-m62-chab-ssp-130spec 050880e9 002000 06430

bc2003-hr-m62-chab-ssp-131spec 057088e9 002000 06376

bc2003-hr-m62-chab-ssp-132spec 064054e9 002000 06322

bc2003-hr-m62-chab-ssp-133spec 071870e9 002000 06265

bc2003-hr-m62-chab-ssp-134spec 080640e9 002000 06209

bc2003-hr-m62-chab-ssp-135spec 090479e9 002000 06152

bc2003-hr-m62-chab-ssp-201spec 1500000e9 002000 04999

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55 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-204spec 1575000e9 002000 04991

bc2003-hr-m62-chab-ssp-214spec 1825000e9 002000 04946

bc2003-hr-m62-chab-ssp-218spec 1925000e9 002000 04941

bc2003-hr-m72-chab-ssp-031spec 000166e9 005000 09918

bc2003-hr-m72-chab-ssp-032spec 000174e9 005000 09933

bc2003-hr-m72-chab-ssp-034spec 000191e9 005000 09890

bc2003-hr-m72-chab-ssp-051spec 000417e9 005000 09299

bc2003-hr-m72-chab-ssp-052spec 000437e9 005000 09260

bc2003-hr-m72-chab-ssp-054spec 000479e9 005000 09186

bc2003-hr-m72-chab-ssp-055spec 000501e9 005000 09147

bc2003-hr-m72-chab-ssp-070spec 001000e9 005000 08524

bc2003-hr-m72-chab-ssp-071spec 001047e9 005000 08491

bc2003-hr-m72-chab-ssp-072spec 001096e9 005000 08459

bc2003-hr-m72-chab-ssp-073spec 001148e9 005000 08427

bc2003-hr-m72-chab-ssp-074spec 001202e9 005000 08393

bc2003-hr-m72-chab-ssp-075spec 001259e9 005000 08360

bc2003-hr-m72-chab-ssp-076spec 001318e9 005000 08326

bc2003-hr-m72-chab-ssp-077spec 001380e9 005000 08292

bc2003-hr-m72-chab-ssp-078spec 001445e9 005000 08262

bc2003-hr-m72-chab-ssp-079spec 001514e9 005000 08233

bc2003-hr-m72-chab-ssp-081spec 001660e9 005000 08174

bc2003-hr-m72-chab-ssp-082spec 001738e9 005000 08143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-084spec 001905e9 005000 08081

bc2003-hr-m72-chab-ssp-087spec 002188e9 005000 07990

bc2003-hr-m72-chab-ssp-088spec 002291e9 005000 07958

bc2003-hr-m72-chab-ssp-112spec 006405e9 005000 07345

bc2003-hr-m72-chab-ssp-113spec 007187e9 005000 07278

bc2003-hr-m72-chab-ssp-114spec 008064e9 005000 07211

bc2003-hr-m72-chab-ssp-115spec 009048e9 005000 07144

bc2003-hr-m72-chab-ssp-116spec 010152e9 005000 07092

bc2003-hr-m72-chab-ssp-117spec 011391e9 005000 07039

bc2003-hr-m72-chab-ssp-118spec 012780e9 005000 06985

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56 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m72-chab-ssp-119spec 014340e9 005000 06930

bc2003-hr-m72-chab-ssp-120spec 016090e9 005000 06876

bc2003-hr-m72-chab-ssp-121spec 018053e9 005000 06823

bc2003-hr-m72-chab-ssp-122spec 020256e9 005000 06771

bc2003-hr-m72-chab-ssp-123spec 022727e9 005000 06720

bc2003-hr-m72-chab-ssp-124spec 025500e9 005000 06669

bc2003-hr-m72-chab-ssp-125spec 028612e9 005000 06618

bc2003-hr-m72-chab-ssp-126spec 032103e9 005000 06566

bc2003-hr-m72-chab-ssp-127spec 036020e9 005000 06514

bc2003-hr-m72-chab-ssp-128spec 040415e9 005000 06461

bc2003-hr-m72-chab-ssp-129spec 045347e9 005000 06410

bc2003-hr-m72-chab-ssp-130spec 050880e9 005000 06356

bc2003-hr-m72-chab-ssp-131spec 057088e9 005000 06302

bc2003-hr-m72-chab-ssp-132spec 064054e9 005000 06253

bc2003-hr-m72-chab-ssp-133spec 071870e9 005000 06196

bc2003-hr-m72-chab-ssp-134spec 080640e9 005000 06143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-135spec 090479e9 005000 06088

bc2003-hr-m72-chab-ssp-201spec 1500000e9 005000 04972

bc2003-hr-m72-chab-ssp-204spec 1575000e9 005000 04960

bc2003-hr-m72-chab-ssp-214spec 1825000e9 005000 04924

bc2003-hr-m72-chab-ssp-218spec 1925000e9 005000 04908

Cuadro 71 Base N

57 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

3416 3436 [Ne v] 34260

3718 3735 [O II] 37260

3720 3737 [O II] 37288

3796 3802 H10 37979

3833 3841 H90 38354

3862 3871 [Ne III] 38691

3882 3891 H8 HeI 38890

3961 3973 [Ne III] 39678

3961 3974 Hε 39701

4024 4030 He I 40262

4067 4070 [S II] 40686

4095 4107 Hδ 41017

4332 4346 Hγ 43405

4469 4475 He I 44715

4854 4868 Hβ 48613

4947 4968 [O III] 49589

4998 5019 [O III] 50068

5009 5022 He I 50157

5156 5164 [Fe VII] 51584

5193 5202 [N I] 51991

5267 5274 [Fe III] 52704

5868 5883 He I 58756

6296 6303 [O I] 63003

6303 6315 [S III] 63121

6355 6372 [O I] 63638

6538 6591 [N II] 65480

6547 6576 Hα 65628

6575 6591 [N II] 65835

6667 6681 He I 66782

6710 6743 [S II] 67164

6718 6743 [S II] 67308

7061 7072 He I 70652

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58 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

7125 7142 [Ar III] 71358

7315 7329 [O II] 73195

7320 7335 [O II] 73302

6845 6945 BC03 lowastlowast7165 7210 BC03 lowastlowast7550 7725 BC03 lowastlowast5880 5906 NaD 5890 lowast lowast lowast9059 9079 [S III] 90690

lowast Lınea de emision

lowastlowast Region en la problematica Bruzual y Charlot (2003)

lowast lowast lowast Absorcion del medio interestelar en 5896A

Cuadro 72 Mascara General desarrollada por NataliaVale Asari (2005) para Starlight

59 Marıa E Rojas A

  • Acroacutenimos
  • Introduccioacuten
  • Fundamentos de Espectroscopiacutea
    • Fundamentos
    • Espectros Astrofiacutesicos
    • Nuacutecleos Activos de Galaxias
      • Sistema NGC6240
      • Sistema NGC6240
      • Coacutedigo de Siacutentesis Espectral
        • Modelo Fiacutesico - Matemaacutetico
        • Modelo Computacional
        • Bases Espectrales
          • Construccioacuten de una Poblacioacuten Estelar Simple (SSPs)
          • Modelos de Poblaciones Estelares Simples
              • Extraccioacuten y Anaacutelisis de Espectros
                • Reduccioacuten
                • Caracterizacioacuten
                  • Espectroscopiacutea Sinteacutetica
                    • Siacutentesis espectral
                    • Sustraccioacuten espectral
                    • Caracterizacioacuten espectral
                      • Clasificacioacuten de NGC6240
                        • Propiedades fiacutesicas de NGC6240
                          • Conclusiones
                            • Bibliografiacutea
                              • Anexos
Page 9: Espectroscop a estelar sint etica, aplicaciones astrof sicas · con modelos estelares que siguen una l nea de tiempo, producidos por la combinacion de bibliotecas de evolucion estelar,

Indice de cuadros

11 Lıneas de absorcion y emision reportadas en la literatura 12

31 Trayectorias Evolutivas usadas en BC03 Fuente BC03 2432 Bibliotecas de espectros estelares de BC03 Fuente BC03 2533 Diferentes calibraciones basadas BaSeL Fuente BC03 25

41 Resumen de las observaciones espectroscopicas de NGC6240 2842 Lıneas identificadas en la Zona I de NGC6240 3243 Lıneas identificadas en la Zona IV de NGC6240 33

51 Calidad del ajuste de Starlight 3552 Lıneas de Emision Zona I de NGC6240 3953 Lıneas de Emision Zona IV de NGC6240 4054 Calidad del ajuste de Starlight 4155 Porcentaje de formacion estelar sintetica de NGC6240 4156 Porcentaje de la metalicidad media en la sıntesis de NGC6240 42

71 Base N 5772 Mascara General 59

viii

Indice de figuras

11 Representacion de los procesos de emision y absorcion 712 Transiciones entre los niveles de energıa 813 Representacion grafica de un perfil de lınea 1014 Representacion grafica de FWHM (Ancho total a la mitad de la altura por

sus siglas en ingles) 1115 Galaxia normal NGC224 fuente NED 1316 Galaxia con nucleo activo MRK 0699 fuente SDSS 13

31 Espectros de SSPs del modelo BC03 Bruzual amp Charlot 2003 para dife-rentes metalicidades 27

41 Reduccion espectral para el filtro Rojo separacion espacial fuente MarioA Higuera G 29

42 Imagen fotografica del HST de NGC6240 3043 Espectros reducidos del visible para NGC6240 31

51 Ajuste espectral sintetico de la formacion estelar zona espectral I de NGC6240 3552 Ajuste espectral sintetico de la formacion estelar zona espectral IV de

NGC6240 3653 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral I de NGC6240 3754 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral VI de NGC6240 38

ix

Acronimos

A amp A Astronomy and Astrophysics

AGN Active Galactic Nucleus

AJ Astronomical Journal

ApJ Astrophysical Journal

ApJS Astrophysical Journal Supplement

BH Black Hole

BLR Broad line Region

BPT Baldwin Philips amp Terlevich

ChJAampA Chinese Astronomy amp Astrophysics

FWHM Full Width Half Maximum

HST Hubble Space Telescope

IR Infrared

IRAS Infrared Astronomical Satellite

ISO Infrared Space Observatory

LINER Low-ionization Nuclear Emission-line Region

LIRG Luminous Infrared Galaxy

MNRAS Monthly Notices of the Royal Astronomical Society

NED (NASAIPAC EXTRAGALACTIC DATABASE

NLR Near-infrared

NLSy1 Narrow-line Radio Galaxy

SB Starburst

1

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SDSS Sloan Digital Sky Survey

SED Spectral Energy Distribution

SFR Star Formation Rate

Sy1 Seyfert 1

Sy2 Seyfert 2

ULIRG Ultraluminous Infrared Galaxy

INDICE DE FIGURAS 2 Marıa E Rojas A

Introduccion

El continuo generado por una fuente estelar o galactica en un rango de longitudes de ondaentre 3500 A a 6000 A presenta cambios en su forma al interactuar con una nube a me-nor temperatura como su propia atmosfera en el caso estelar Este proceso fısicamentese atribuye a transiciones electronicas donde los fotones que producen el continuo cedensu energıa siendo en algunos casos la energıa necesaria para que electrones de los atomospresentes en la nube realicen transiciones a un nivel de mayor energıa generando ası undecaimiento en el continuo con la presencia de lıneas de absorcion Sin embargo estosno son los unicos procesos fısicos que pueden influir en el cambio del continuo de unafuente por ejemplo en galaxias con un nucleo activo como huesped se presentan procesosde excitacion generados por la colision de los atomos debidos a las altas temperaturas enla vecindad del disco de acrecion generando un exceso de fotones que se ven reflejadoscon lıneas de emision que se superponen en el continuo de la fuente en la direccion deobservacion

Al obtener el espectro de un nucleo activo se posee informacion de la fuente fotoionizanteresponsable del continuo y sobre el la superposicion de las lıneas de emision El problemadel espectro observado radica en la presencia de lıneas de absorcion que por su naturale-za provienen de la formacion estelar de la zona circundante al nucleo y que contaminanla informacion proveniente del nucleo activo Se hace entonces necesario minimizar laformacion estelar de este espectro mediante modelos matematicos de espectros estelaressemejantes a fin de sustraerlas del espectro original y tener solamente informacion de lafuente

Los modelos matematicos que permiten determinar las propiedades fısicas (edad meta-licidad e historia de la formacion estelar) con base en el continuo y lıneas emitido poruna galaxia consisten en reproducir un espectro integrador mediante la combinacion li-neal de espectros individuales de varias estrellas tomadas de una amplia librerıa (Sprinrad

3

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

amp Taylor 1970 Faber 1972 Pritchet 1977 Pickles 1985) Modelos mas recientes se ba-san en dos metodos de sıntesis de poblacion estelar El primero de ellos es la Sıntesis dePoblacion Estelar Evolutiva (SPEE) que realiza una comparacion de los datos de galaxiascon modelos estelares que siguen una lınea de tiempo producidos por la combinacion debibliotecas de evolucion estelar espectros estelares con funcion de masa inicial (FMI1) ehistoria quımica definida (Arimoto y Yoshii 1987 Guiderdoni y Rocca-Volmerange 1987Bressan et al 1993 Fioc y Rocca-Volmerange 1997 Vazdekis 1999 Bruzual y Char-lot 2003 Le Borgne et al 2003) El segundo metodo es la Sıntesis de Poblacion EstelarSemi-Empırica (SPESE) en la que se reproducen el continuo las lıneas de emision y laslıneas de absorcion con la combinacion lineal de sistemas simples de observaciones de altaresolucion con caracterısticas conocidas como metalicidad masa y edad (Bica 1988 Pe-lat 1997 Cid Fernandes et al 2001 Moultaka et al 2004) y avances teoricos (Prugnielamp Soubiran 2001 Le Borgne et al 2003 Bruzual SCharlot 2003 Bertone et al 2004Gonzalez Delgado et al 2004) reunidas en librerias las de como Vazdekis (1999) y LeBorgne et al (2004) entre otras

Los dos metodos se apoyan tambien en el tipo de datos analizados por ejemplo existenanalisis por colores (Wood 1966) por anchos equivalentes en la lınea de absorcion porındice espectral (Worthey 1994 Kauffmann et al 2003) y por caracterısticas de emisiontanto estelar como nebular (Leitherer et al 1995 Schaerer amp Vacca 1998 Mas-Hesse ampKunth 1991 Kewley et al 2001)

Un resultado claro de la sintesis espectral en el optico es la historia y evolucion de laformacion estelar de las galaxias tipo ULIRG2 que para el caso del sistema en colisionArp220 fue obtenida mediante el codigo Starlight (Cid Fernandes et al 2005) y pos-teriormente confirmada con el codigo Confit (Tadhunter et al 2005 Rodrıguez Zaurınet al 2007) y la obtencion de un chi-cuadrado χ2 entre las observaciones y los modelosde poblaciones estelares simples (J Rodrıguez Zaurın et al 2008) Con la obtencion dela sıntesis de la poblacion estelar del sistema Arp220 fue posible clasificar la poblacionestelar dominante en la region nuclear del sistema y confirmar con la literatura el origende la gran luminosidad de las ULIRG asociada a la interaccion entre galaxia y galaxia

El trabajo de J Rodrıguez Zaurın motiva a realizar una investigacion orientada ahora agalaxias tipo LIRGs3 del universo local (z le 02) como el sistema en fusion NGC6240que tiene una luminosidad de 3 5 times 1011 L en el infrarrojo (Yun amp Carilli 2002) y escatalogado como un nucleo activo (DePoy et al 1986)

1Funcion de Masa Inicial es una funcion de prueba que permite calcular cuanta masa puede tener unaestrella

2Galaxias ultraluminosas infrarrojas (ULIRGs) Untraluminous Infrared Galaxies con luminosidadLIR gt 1012L

3Galaxias luminosas infrarrojas (LIRGs) Luminous Infrared Galaxies con luminosidades entre LIR =1011 minus 1012L

INDICE DE FIGURAS 4 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

El objetivo de este trabajo consistio en recalibrar las lıneas de emision de los espectrosdel sistema NGC6240 que se encuentran contaminadas por las lıneas de absorcion pro-venientes de la formacion estelar de los espectros obtenidos por Rosa Gomez Delgadoinvestigadora adscrita al Instituto Astrofısico de Andalucia (IAA) mediante la obtencionsintetica de la componente estelar utilizando el codigo de sıntesis espectral Starlight ybases espectrales de Bruzual amp Charlot Para desarrollar este trabajo se llevo a cabo unarevision de los fundamentos de la espectroscopıa los cuales estan descritos en el primercapıtulo de este trabajo una caracterizacion del objeto con base en los reportes de laliteartura capıtulo dos y un analisis de la logica del codigo de sıntesis espectral Starlighta fin de encontrar los espectros que mejor reproducen el espectro original de NGC6240utilizando la biblioteca BC03 capıtulos tres y cuatro

Una vez se definio la base y la estructura del codigo se realizo una reduccion del espectrooriginal obteniendo un espectro caracterizado para las seis zonas mas cercanas al nucleoactivo y utilizadas como espectros de entrada en el codigo Starlight Para cada una de laszonas fue posible obtener el espectro sintetico de la poblacion estelar permitiendo carac-terizar la formacion estelar y a su vez recalibrar las lıneas de emision en sus flujos luegode la sutraccion de la componente estelar sintetica de cada zona del sistema NGC6240

INDICE DE FIGURAS 5 Marıa E Rojas A

CAPITULO 1

Fundamentos de Espectroscopıa

La constante agitacion de los atomos y moleculas al interior de materia que se encuentraa una temperatura superior a 3K ocasiona que esta emita radiacion termica ası cuandoun cuerpo se encuentra a una temperatura mayor que la temperatura de su entorno estese enfriara muy rapido debido a que la energıa de emision (del cuerpo) es mayor que laenergıa de absorcion (su entorno) este proceso ocurre hasta que se alcanza el equilibriotermico con el medio La radiacion emitida se puede analizar mediante el uso de un es-pectrometro el cual permite estimar la temperatura de un cuerpo y la composicion defrecuencias de la radiacion termica emitida Esta tecnica se denomina espectrometrıa

La informacion que se obtiene del estudio espectroscopico permite clasificar los cuerpossegun las caracterısticas de la emision que recibe un receptor en la direccion de observa-cion En la figura 11 se puede observar que a medida que el espectro descrito en la ley decuerpo negro de Planck viaja por el medio se presentan alteraciones en su forma segunla direccion de observacion es ası como para un observador A el continuo que provienede un objeto al atravesar un medio de menor temperatura presenta una disminucion enla intensisdad de la radiacion en la longitud de onda asociada a la transicion electronicagenerando lo que se conoce como lınea de absorcion mientras que un observador en ladireccion B recibe una intensidad de radiacion en una longitud de onda especıfica aso-ciada a una transicion electronica debida a la emision de un foton reflejado en lo que seconoce como lınea de emision Ambos procesos permiten interpretar las caracterısticasdel elemento quımico que se encuentra en el medio atmosfera o nube interestelar

En el presente capıtulo se presenta una breve revision de los conceptos inherentes a laespectroscopıa observacional

6

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

En+1

En

I()

I()

I()

Estrella A

B

Figura 11 Representacion de los procesos de emision y absorcion

11 Fundamentos

Espectro Continuo Representa la intensidad de radiacion de un cuerpo con relaciona la longitud de onda El comportamiento de la radiacion fue descrito por Plancken 1900 como la radiacion de cuerpo negro

ρT (ν)dν =8πν2

c3

ehνκT minus 1 (11)

donde ρT (ν) es el numero de fotones por unidad de volumen existente entre lafrecuencia ν y ν + dν h es la constante de Planck h = 663 times 10minus34 Jtimess κ laconstante de Boltzmann κ = 1 38 times 10minus23JK ν la frecuencia y T la temperaturaabsoluta y c la velocidad de la luz

En esta descripcion la energıa esta cuantizada es decir los atomos y las moleculassolo pueden tener unidades discretas de energıa E = hν y cada valor de energıarepresenta un estado cuantico diferente Atomos y moleculas emiten o absorbenenergıa en paquetes discretos tambien llamados fotones los cuales son emitidoscuando cambian de estado cuantico

Transicion electronica Proceso responsable del cambio de estado cuantico de unatomo o molecula El estado cuantico mas bajo puede ser el fundamental y losestados cuanticos altos los estados excitados Entonces una transicion electronica

11 FUNDAMENTOS 7 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

de un estado cuantico menor a un estado mayor esta asociado a una absorcionde un foton que produce la lınea de absorcion sobre el continuo Sin embargo elestado de excitacion por lo general es de corta duracion produciendo una transicionelectronica en sentido contrario de un estado cuantico mayor a uno de estado menorproduciendo la emision de un foton asociada a la desexcitacion y vista con una lıneade emision en una direccion arbitraria figura 12

Estados excitados

Estado Fundamental

Absorcioacuten

E

Emisioacuten

Figura 12 Transiciones entre los niveles de energıa

Perfil de Lınea Es el nombre que recibe la lınea espectral que observacionalmen-te no es infinitamente delgada sino que presenta un ensanchamiento que fısica ymatematicamente se explica a partir de

1 Ensanchamiento natural relacionado con el principio de incertidumbre de Hei-senberg ∆E∆t = ~ donde ~ es la simplificacion de h

2πsiendo h la contante de

PlanckEl Ensanchamiento natural es la medida de la energıa correspondiente a unatransicion en un tiempo t Matematicamente se expresa como

∆λ asymp λ2

2πc

(1

∆ti+

1

∆ti

) (12)

donde el diferencial energıa es Efoton = hcλ siendo c la velocidad de la luz

se considera del orden de 10minus6A

11 FUNDAMENTOS 8 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

2 Ensanchamiento Doppler debido a que en la nube de gas algunos atomos sealejan y otros se acercan al observador la contribucion total de radiacion sepuede desplazar al rojo y al azul como consecuencia del movimiento del gas enrotacion y se conoce como corrimiento al rojo (y al azul) z definido ası

z =λobservada minus λemitida

λemitida=

∆λ

λemitida= plusmn|vr|

c

donde vr es la velocidad radial en terminos de la velocidad mas probable en ladistribucion de Maxwell- Boltzman asociada a la temperatura local (T ) como

vr =

radic2κT

m

siendo κ la constante de Boltzmann y m la masa Por tanto el ancho de la lınease ve ensanchado matematicamen ası

∆λ =2λemitida

c

radic2κT

m (13)

3 Ensanchamiento colisional asociado a la interaccion de los atomos que se en-cuentran sometidos a altas presiones donde los niveles energeticos son altera-dos por los iones o electrones del ambiente ampliando la lınea debido a la altaprobabilidad de choque con atomos adyacentes Tal ensanchado esta dado por

∆λ =λ2

c

ησ

π

radic2κT

m (14)

donde 1ησ

es trayectoria libre media para colisiones

Entonces una transicion electronica se presenta en un intervalo de frecuenciasν = ∆E

h donde la intensidad de radiacion varıa en la vecindad de una frecuen-

cia central ν0 y se describe a traves de una funcion de probabilidad medianteun perfil de Lorentz o un perfil Gaussiano figura 13

Ancho equivalente (Wλ) es el ancho medido en A de una caja rectangular quecontiene un area igual a la contenida por un perfil de lınea espectral o el areamedida entre el nivel del continuo normalizado a la unidad con referencia cero

Wλ =

intfo(λ)minus fc(λ)

fc(λ)dλ (15)

donde fc(λ) es el flujo del continuo y fo(λ) es el flujo observado medido en A (figura14)

11 FUNDAMENTOS 9 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

F (υ)υο

Inte

nsid

ad d

e ra

diac

ioacuten

φ(υ)

Perfil de Lorentz

Perfil Gaussiano

Figura 13 Representacion grafica de un perfil de lınea

Ancho total a la mitad de la altura (FWHM por sus siglas en ingles) es el anchomedido a la mitad de la altura entre el continuo y el maximo del perfil de lınea y semiden en en A figura 14

Flujo Instantaneo es la energıa por unidad de tiempo que atraviesa un area dSobtenida al integrar la densidad de flujo espectral en todas las frecuencias posibles

F =

int π2

0

int 2π

0

I cos θ sen θdθdφ = πI (16)

siendo I la intensidad total emitida uniformemente en todas las direcciones Unaunidad de medida son los Janskys (10minus26 W mminus2 Hzminus1)

Luminosidad Se define como la energıa por unidad de tiempo emitida por una fuenteluminosa en todas las direcciones es decir en un angulo solido de 4π esteroradianesEn una radiacion isotropica la luminosidad se expresa como

L = 4πR2F (17)

donde F es la densidad de flujo que pasa a traves de una superficie que rodea lafuente luminosa a una distancia R por segundo su unidad de medida son ergs sminus1El termino 4π R2 corresponde al area superficial de la fuente luminosa obtenida dederivar el volumen de la esfera con respecto al radio

11 FUNDAMENTOS 10 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

FWHM

F2

F

120582[Å] 0

119865120582

W

0

FWHM

Figura 14 Representacion grafica de FWHM (Ancho total a la mitad de la altura porsus siglas en ingles)

Luminosidad Especıfica es la energıa en una frecuencia ν emitida por una fuentepor segundo

Lν = 4πR2Fν (18)

12 Espectros Astrofısicos

El espectro de una estrella o una galaxia contiene un continuo proveniente de la fuente yun espectro de lıneas superpuesta sobre el proveniente de las nubes en la vecindad de lafuente Todas las caracterısticas fısicas de estas nubes se adquieren con la interpretacionde las propiedades de las lıneas En el cuadro 11 se encuentran registradas las lıneas deemision y absorcion mas reportadas en la literatura con sus longitudes de onda especıficasen ellas sobresalen las lıneas de hidrogeno (serie de Balmer) lıneas de helio neutro lıneasde hierro doblete hidrogeno lınea de calcio ionizado (K) y la lınea del calcio neutro entreotras

En la figura 15 se observa el espectro de la galaxia NGC224 catalogada como una ga-laxia normal (Peimbert M amp Torres-Peimbert S 1981 Shuder J M Osterbrock DE1981 y Filippenko A V amp Sargent W L W 1988) en donde es posible encontrarlıneas anchas en las lıneas de Hα y Hβ asociadas a la alta velocidad del gas de la zonacentral

12 ESPECTROS ASTROFISICOS 11 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ [A] Lınea λ [A]

[O II] 3726032 [O III] 4958900

He I 3820000 [O III] 5006840

[NeIII] 3868760 C-C 5165000

K Ca-II 3933000 Fe II 5197570

H Ca-II 3968000 [O I] 6300304

HeI 4026000 [O I] 6363776

[S II] 4068600 [N II] 6548050

Fe II 4178862 Hα 6562819

Hδ 4101740 [N II] 6583460

Hγ 4340471 [S II] 6716440

Hβ 4861300 [S II] 6730810

Cuadro 11 Lıneas de absorcion y emision reportadas en la literatura

13 Nucleos Activos de Galaxias

Las galaxias con un nucleo activo (AGNs por sus siglas en ingles) son aquellas galaxiasque contienen una fuente central muy compacta altamente luminosa y emisoras de uncontinuo de gran cantidad de energıa y la presencia de intensas lıneas de emision El mode-lo que mejor describe las caracterısticas observadas en los AGNs es el Modelo Unificadoen donde se plantea que cada AGN contiene un agujero negro supermasivo en la regıoncentral (M amp 109M) y un disco de acrecion fuente del intenso continuo radiado Masdistante existe una region a la cual se le asocia la emision de lıneas denominada region delıneas anchas (BLR con vFWHM gt 100Kms) y mas distante una region de lınea delgadas(NLR con vFWHM lt 100Kms) rodeando un toro oscurecedor

Existen diferentes tipos de AGNs debido al registro de emision entre los que sobresalen

Galaxias Seyfert Objetos que presentan un nucleo brillante con lıneas de emisionproducidas por atomos en un amplio rango de ionizacion Un analisis espectral per-mitio categorizar estos AGNs en dos tipos Seyfert tipo 1 en donde se observan lıneasde emision anchas y Seyfert tipo 2 en donde se observan lıneas de emision estrechasestas galaxias se identifican segun la orientacion de observacion

Quasars AGNs que debido a sus distancias se observan como objetos muy brillantescon halos difusos estas son galaxias tıpicas en los primeros estadıos del universoaunque se encuentren tambien en el universo local

13 NUCLEOS ACTIVOS DE GALAXIAS 12 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

F λ[1

0-14

cm-2s-

1 Å-1]

0

2

4

6

8

λ[Å]3500 4000 4500 5000 5500

NGC224

Figura 15 Galaxia normal NGC224 fuente NED

LINERs (del ingles Low-Ionization Nuclear Emission-line Region) estas galaxiasson de baja luminosidad y sus espectros se asemejan a una tıpica galaxia Seyfert 2

En la figura 16 se presenta un espectro caracterıstico de un nucleo activo en el se puedeobservar que el continuo no responde a la ley de cuerpo negro y que ademas la intensidadde las lıneas de emision es superior a la intensidad de las lıneas de absorcion

F λ[1

0-17

cm-2s-

1 Å-1]

0

500

1000

1500

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Mkr699

Figura 16 Galaxia con nucleo activo MRK 0699 fuente SDSS

En algunas galaxias con nucleos activos tambien es posible encontrar intensa formacionestelar en la vecindad del AGN o en los brazos de la estructura huesped Esta actividadde formacion incrementa la emision en el infrarojo de manera que tambien se puedenclasificar como

13 NUCLEOS ACTIVOS DE GALAXIAS 13 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

LIRGs Galaxias Luminosas en el Infrarrojo (por su siglas en ingles Luminous In-frared Galaxies) con luminosidades L sim 1011L

ULIRGs Galaxias Ultra Luminosas en el Infrarrojo (por su siglas en ingles UltraLuminous Infrared Galaxies) presentan luminosidades L gt 1012L

Starburst galaxias que presentan una tasa de formacion estelar muy alta en un cortoperiodo de tiempo de la galaxia

13 NUCLEOS ACTIVOS DE GALAXIAS 14 Marıa E Rojas A

CAPITULO 2

Sistema NGC6240

NGC6240 (IC4625 UGC10592 MCG00-43-004 VV617 Psk1650+024) es un par inte-ractuante entre una galaxia elıptica y una galaxia ultraluminosa (IRAS 16504 0228)Fosbury amp Wall (1979) con dos nucleos en la region central Fried amp Schulz H (1983)Se encuentra a una distancia de 98 Mpc con ascension recta en 16h 52m 589s y declina-cion +02 24

prime03

primeprime desplazandose con una velocidad promedio de 7339 km sminus1

La morfologıa del sistema presenta una alteracion debida a la interaccion sin embargoSchulz et al (1993) detecta por primera vez la presencia de dos nucleos en la region cen-tral que segun las imagenes en el rojo de Dopita M A et al (2002) presentan fuertescolas de marea asociadas a la fusion hecho que llevo a catalogarla como un sistema demorfologıa compleja Observaciones en el optico han establecido que la separacion entrelos dos nucleos es de aproximadamente 16

primeprime(08 kpc) (Scoville NZ et al 2000) en

sentido norte-sur siendo el nucleo sur el mas brillante mientras que observaciones enradio calculan una separacion de 14

primeprime (Carral Turner amp Ho 1990) con una velocidad

de dispersion entre ellos de 229 km s minus1 (Tecza et al 2000 Genzel et al 2001)

El sistema NGC6240 posee una metalicidad aproximada de una decima solar (Oliva ampOriglia 1998) y es una fuente infrarroja ultraluminosa en donde el 99 de la lumino-sidad es bolometrica en el infrarrojo (Wright et al 1984 Soifer et al 1984) con unaluminosidad aproximada de 3 5times 1011 L (Yun amp Carilli 2002) de donde se estima queen un 50 a 75 es proveniente de un starburst (Genzel et al 1998 Rigopoulou etal 1999 Laurent et al 2000 Lutz et al 2003) mientras que el restante 25 o 50 proviene de la luminosidad del nucleo activo (Komossa et al 2003 Iwasawa amp Comastri1998 Vignati et al 1999 Iwasawa 1999 Matt 1999) derivado de los analisis en rayos Xen la lınea de emision de FeK a 64 keV para ambos nucleos y en la emision del continuo

15

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

a 100 keV

Un analisis del espectro en el optico muestra una fuerte emision en la lınea de [O III]y una debil emision en la lınea [O II] en el nucleo sur que se contrasta con una debilemision en la lınea [O III] y una fuerte emision en la lınea de [O II] del nucleo norteBarbieri C et al (1993) El espectro de NGC 6240 se destaca ademas por la relacionentre la lıneas de emision del hidrogeno molecular y la emision de [Fe II] en 164 micras(Becklin et al 1984 Rieke et al 1985 DePoy et al 1986) siendo la emision de Hα masfuerte al noroeste de la galaxia en contraste con la emision en el rojo al norte y al oestedel sistema El continuo puede ser descrito por modelos de absorcion con una instensidadaproximada de 650 mJy (Van Driel Wet al (2000)) debida a la emision nuclear directa(Vignati et al 1999 Netzer et al 1998)

Los estudios en el optico muestran que la emision de Hα se puede ver afectadas por laabsorcion asociada a la formacion estelar este hecho se refleja en la clasificacion paraeste sistema dentro de la taxonomıa de las galaxias activas ya que que su espectro sepuede clasificar como el de una galaxia con una region nuclear emisora de baja ionizacion(LINER) o Seyfert 2 (Kewley et al 2001 Goldader et al 1997a 1997b Kim et al 1995Veilleux et al 1995)

Existen varios estudios espectroscopicos del infrarrojo (IR) en la literatura (Doyon et al1994 Lester et al 1994) que muestran diferencias en la naturaleza de la poblacion estelarse considera que la poblacion estelar joven es la dominante del sistema Oliva et al (1999)

Otros estudios reportan poca actividad de H2O (Braatz et al 1997) sin embargo se con-firma la presencia de un perfil de absorcion en OH Baan et al (1985 1992) en dondealrededor de la mitad del flujo se concentra en una gruesa estructura de disco ubicadaentre el IR y el radio con una velocidad de 800 km sminus1 y un ancho total de lınea de 1400km sminus1 que revelan la complejidad de la dinamica de gases en este sistema debida a lagran perdida de masa que se aproxima a 500 M anominus1

Las recientes observaciones de NGC6240 realizado por el Satelite Chandra permitieroninvestigar el difuso halo galactico gracias a la emision de rayos X blandos en una regionde 110 times 80 kpc donde el gas tiene una temperatura aproximada de 75 millones deKelvin con una densidad estimada de 25 times 10minus3cmminus3 una masa total de 1010M unaluminosidad de 4 times 1041erg sminus1 y una metalicidad menor a 0 1Z Un analisis espectralespacialmente resuelto revela variaciones en la emision en Hα lo que implica un enri-quecimiento uniforme por parte de las supernovas de tipo II La evidencia observacionalapunta al aumento de la formacion de estrellas dentro de una gran abundancia de gasEmanuele Nardiniet al (2013)

16 Marıa E Rojas A

CAPITULO 3

Codigo de Sıntesis Espectral

Los astronomos han desarrollado algunos metodos para obtener informacion sobre la com-posicion de las estrellas y galaxias Uno de ellos es el analisis e interpretacion de los estadoselectronicos de los iones atomos y moleculas de las atmosferas de las estrellas y medio in-terestelar pertenecientes a una galaxia los cuales son reproducidos matematicamente a finde obtener espectros integrados que reconstruyen el espectro sintetico de la galaxia Hoyse tienen dos escuelas que describen la llamada sıntesis de poblacion estelar Evolutiva ySemi-empirıca En la primera escuela la sıntesis se obtiene al reproducir un biblioteca deespectros a partir de condiciones fısicas hipoteticas como historia de formacion estelarevolucion quımica y funcion de masa inicial sin embargo hay incertidumbre sobre las con-diciones fısicas reales de cada biblioteca En la segunda escuela la sıntesis es el resultadode una combinacion lineal de espectros de estrellas yo aglomerados con incertidumbre enla capacidad de las bases estelares para reproducir las condiciones diversas de las galaxiasGomes (2005)

El Dr Roberto Cid Fernandes desarrollo en 2005 un codigo de sıntesis mediante el al-goritmo Metropolis-Markov llamado Starlight Spectral Synthesis Code -Starlight el cualcombina linealmente elementos de bases estelares construidas a partir de observaciones yelementos de bases de poblaciones estelares simples teoricas con edad metalicidad y masadesarrolladas por Bruzual amp Charlot (2003) En este capıtulo se presenta la configuracionde las propiedades fısicas matematicas y computacionales del codigo Starlight

17

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

31 Modelo Fısico - Matematico

En la sıntesis espectral el espectro de una galaxia se compone de una combinacion linealde espectros de poblaciones estelares dentro de un espacio finito ξN con N componentesy elementos Lj(λ) (j = 1 N) Cada Lj es un espectro que depende de la poblacionestelar en un intervalo de longitud de onda λ La ecuacion principal del modelo de sıntesisespectral es

M(λ) =Nsumj=1

xjLj(λ) (31)

donde xj es el coeficiente de expansion y M(λ) es el espectro modelado de salida Laecuacion 31 puede expresarse como

M(λ)

M(λ0)=

Nsumj=1

xj

(Lj(λ)

Lj(λ0)

) (32)

donde se introduce la condicion de normalizacionsumN

j=1 xj = 1 que se cumplira en lalongitud de onda λ0 Ademas es posible interpretar que

M(λ) es el espectro modelo de prueba que a diferencia del espectro observado O(λ)puede consistir de unicamente lıneas de absorcion y un continuo

λ0 es la longitud de onda normalizada M(λ0) y Lj(λ0) son los valores del modelo

y espectro de la poblacion estelar j en λ0 Para este caso se considera λ0 = 4020 A

xj es el flujo monocromatico de la componente j en λ0 en el espacio ξN con extincionAV Al conjunto minusrarrx equiv (x1 xN) se llama el vector de poblacion e indica en lapractica la fraccion de luz debido a cada elemento N Por lo general esto no sumael 100 de la contribucion de luz

Lj(λ) es la poblacion estelar j del espacio ξN que comprende un elemento de labase Cada uno corresponde a una caracterıstica astrofısica bien definida (edad (tj)

metalicidad (Zj)) asociada a Lj medida en unidades L Aminus1 M

Para hacer un analisis funcional con el objeto de encontrar las relaciones del coeficiente xjes necesario una interpretacion matematica de los dos primeros items y una interpretacionfısica de los dos ultimos ası

1 Producto Interno como las funciones del espacio ξN son analıticas es necesariogarantizar que estas cumplan una relacion de ortogonalidad y ortornormalidad enun intervalo [a b] con respecto a una funcion de peso ε(λ) es decir

(Lm(λ) Ln(λ)) =

int b

a

Lm(λ)times Ln(λ)times ε(λ)dλ = Cmnδmn

31 MODELO FISICO - MATEMATICO 18 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

donde δmn es el delta de Kronecker y Cmn es una constante entonces si δmn es 1para todos los m y n se dice que el conjunto es ortonormal Por tanto

Nsumj

xj = 1 (33)

2 Extincion no se tiene en cuenta en el modelo Se sabe que la luz al atravesarun medio interestelar de gas o polvo presenta fenomenos de absorcion o dispersioncausando el llamado enrojecimiento del espectro el cual debe ser previamente co-rregido

3 Dispersion de velocidad es un proceso fısico debido a la dinamica estelar y estarelacionado con el corrimiento Doppler Ası el efecto neto sera el ensanchamiento delas lıneas de absorcion en el espectro observado (Oλ) efecto que debe ser corregidopreviamente

Incorporando las anteriores consideraciones la ecuacion 32 para un modelo fısico resulta

M(λ)

M(λ0)=

Nsumj=1

xj

(Lj(λ)

Lj(λ0)

)r(λ)otimesG(v σ) (34)

donde

r(λ) equiv 10minus04(AλminusAλ0) es el termino de extincion Aλ es la extincion del polvo en la

longitud de onda λ y Aλ0 es el enrojecimiento en la longitud de onda normalizadaλ0 En este trabajo se asume que la curva de extincion es similar a la de nuestragalaxia por eso se utilizara la ley de extincion de Cardelli et al (1989) Ademas seasume que todas las componentes estelares es decir cada elemento de la base sufreel mismo enrojecimiento AV

G(v σ) es una distribucion gaussiana de velocidades centrada en v con amplitudde dispersion σ Los espectros de base (L1(λ) LN) son convoluıdos1 (sımbolootimes) con G(v σ) para tener el ancho de las lıneas de absorcion y emision de M(λ)debidos a la cinematica estelar

1La convolucion transforma un espectro F (λ) a un espectro I(λ) dado por

I(λ) =

int +infin

minusinfinF

(λprime =

λ

1 + vc

)G(v v σ)dv (35)

31 MODELO FISICO - MATEMATICO 19 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

32 Modelo Computacional

La herramienta computacional que permitio realizar los calculos con la ecuacion 34 seencuentra disponible en wwwstarlightufscbr El codigo realiza una descomposicion deun espectro observado O(λ) sobre una base de espectros de poblaciones estelares simplescomo una combinacion lineal encontrando el mejor ajuste de M(λ) con relacion a O(λ)El ajuste a O(λ) se realiza a traves de la tecnica derivada de la mecanica estadısticaconocida como Simulated Annealing utilizada para encontrar los parametros mınimosmediante el algoritmo Metropolis - cadenas de Markov

χ2 equiv χ2 (minusrarrx M(λ0) Av v σ)) =

λfsumλi

(O(λ)minusM(λ))2 ω(λ)2 (36)

donde ω(λ)2 = eminus1λ es la funcion de peso expresada como la mascaraerror en cada λ

siendo cero para las longitudes de onda con flujos falsos o lıneas enmascardas λi es la lon-gitud de onda inicial y λf la longitud final de la suma en la funcion de χ2 Cid Fernandeset al (2004)

El ajuste se realiza en cuatro etapas

1 Primeros ajustes (First Fits FF) Hace un amplio barrido del espacio de parametros

Programa de enfriamiento el algoritmo pasa a traves de la base N disminu-yendo la temperatura iniciando desde la mas caliente hasta un valor mınimode temperatura definido en el archivo de configuracion siguiendo la funcionde probabilidad de Boltzmann y utilizando el criterio Metropolis planteado enCid Fernandes et al (2004b)

Adaptacion de la funcion peso Ajusta el peso de forma dinamica segun laeficiencia de las temperaturas aceptadas Cid Fernandes et al (2004b)

Criterios de convergencia centralizado en el valor adimensional el cual dacuenta de la convergencia de las cadenas asociado a cada elemento de la baseGelman y Rubin et al (1992)

Parametros cinematicos se define un valor para v y σ que se mantiene cons-tante en todo el algoritmo Metropolis Cid Fernandes et al (2004b)

2 Correcciones (Clip amp Refit) permite comprobar el peso asignado a cada punto res-pecto al espectro de entrada estableciendo el NSIGMA de ajuste

3 Apropiacion (Burn-In) es considerada la ultima etapa de Starlight ya que tomatodas las cadenas de Markov construidas en el paso anterior que tengan mayorpeso para encontrar ası el mejor ajuste de un espectro de entrada respecto a cadacadena

32 MODELO COMPUTACIONAL 20 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

4 Ultimos ajustes (EX0) desecha los componentes irrelevantes de la base N y afina elajuste generando el archivo de salida

33 Bases Espectrales

Una base espectral utiliza poblaciones estelares simples (SSPs) representadas mediantecumulos de estrellas que nacen a partir de una misma nube de gas con composicion quı-mica homogenea a traves de una formacion estelar intensa y caracterizada por tener unaedad y metalicidad bien definida

Definir las componentes N de la base es de vital importancia para que los resultadostengan alguna conexion con la realidad por ejemplo si se desea identificar la edad delas componentes estelares de una galaxia es necesario que la base precise dentro de susparametros la edad o metalicidad de cada N

331 Construccion de una Poblacion Estelar Simple (SSPs)

El metodo para generar la base de poblaciones estelares contiene tres componentes prin-cipales

1 Observaciones reunidas en bibliotecas estelares de espectros Estas varıan segun latemperatura y la luminosidad de las estrellas de acuerdo con las regiones que sepueden establecer en el diagrama Hertzsprung-Russell (HR)

2 Modelos teoricos de trayectorias evolutivas Estas predicen como serıa la evolucionde las estrellas en un diagrama HR que aportan a la formalizacion de una poblacionestelar

3 Funcion de masa inicial (FMI) φ(m) Pondera el numero de estrellas de masa entrem y m + dm independiente del tiempo y normalizada como

intmφ(m)dm = 1

El espectro de una estrella de masa m que depende de la longitud de onda λ la metali-cidad Z y la edad tprime definido por I(λm t

prime Z) en luminosidades solares [L] y con untiempo de vida τ(m) se define como

I(λm tprime Z) =

f(λm t

prime Z) si tprime le τ(m)

0 si tprime gt τ(m)(37)

donde f es una funcion de λm tprime y Z

Ahora se define

Ψ(tprime) tasa de formacion estelar

33 BASES ESPECTRALES 21 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Z(tprime) ley de enriquecimiento quımico

si se tiene una nube de gas con formacion estelar donde despues de un tiempo de vidat se tienen varias estrellas de distintas masas con edad tprime se debe satisfacer la relaciontprime le t ya que las estrellas no pueden ser mayores que el sistema Sin embargo las estre-llas con edades tprime nacieron en un tiempo t minus tprime donde la tasa de formacion estelar y elenriquecimiento quımico son diferentes de las actuales

El numero de estrellas con edad entre tprime y tprime+dtprime y masas entre m y m+dm en un tiempot esta dada por

dN(t) = Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdtprime (38)

Si la metalicidad esta dada por Z(tminus tprime) la suma de los espectros de las estrellas de edadentre tprime y tprime + dtprime y de masas entre m y m+ dm en el tiempo t es

I total(λm tprime Z(tminus tprime)) = I(λm t

prime Z(tminus tprime))times dN(t)

I total(λm tprime Z(tminus tprime)) = I(λm t

prime Z(tminus tprime))Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdtprime (39)

El espectro total en el tiempo t teniendo en cuenta todas las estrellas con masas entre ellımite inferior de las masas estelares (Mupp) y el lımite superior de masas estelares (Mlow)es

I(λ t) =

int t

0

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(tminus tprime))Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdt

prime (310)

Esta es la ecuacion general para crear un espectro l(λ t) de poblaciones estelares sujetoa una tasa de formacion estelar y a un enriquecimiento quımico determinado Por tantopara formar una poblacion estelar simple con una metalicidad Z y una edad t bien definidasolamente es necesario establecer Ψ(tminus tprime) como

Ψ(tminus tprime) = C times δ(tminus tprime) (311)

donde C es una constante de dimensiones [C] equiv [M] y δ(t minus tprime) equiv [anominus1] Luego laecuacion 310 se reemplaza por

I(λ t) =

int t

0

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(tminus tprime))Cδ(tminus tprime)φ(m)dmdt

prime (312)

Por tanto el espectro con una metalicidad definida en un tiempo tprime = 0 es

I(λ t) = C

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(0))φ(m)dm (313)

Con una poblacion estelar simple es posible generar los elementos de la base a partir dela ecuacion 313 como

33 BASES ESPECTRALES 22 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

L(λ t Z(0)) =I(λ t)

C

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(0))φ(m)dm (314)

L(λ t Z(0)) puede ser llamado Lj(λ) cuando t = tj y Z(0) = Zj con unidades [Lminus1Mminus1

]Por lo tanto el termino Lj(λ) se puede expresar como

Lj(λ) asympsumi

I(mi tj Z(j))φ(mi)∆mi donde τ(mi) le tj (315)

indicando que para calcular Lj(λ) se suman los espectros individuales de estrellas de unabiblioteca estelar dada a lo largo de una edad tj y metalicidad Zj por una funcion de masainicial

332 Modelos de Poblaciones Estelares Simples

Los espectros de las estrellas Lj(λ) se agrupan en diferentes modelos de poblaciones es-telares simples (SSPs) difiriendo en el conjunto de bibliotecas estelares y requerimientosevolutivos pero todos utilizan la funcion de masa de Chabrier (2003)

Υ(logm) prop

exp[minus

(logm minus logmc)2

2σ2

] si m le 1M

mminus13 si m gt 1M

(316)

con mc = 0008 y σ = 0069 Esta funcion de masa indica la cantidad de estrellas en unintervalo logarıtmico de masa 2

Los modelos utilizados son

STELIB (Stellar Library) contiene 249 estrellas observadas entre 3200A - 9500A yresolucion espectral de 3A (Le Borgne et al 2003)

2 podemos reemplazar φ(m) con la condicion de normalizacionint Mupp

Mlow

mΥ(logm)d logm = 1 (317)

con d logm

dm= 1

m ln 10 = d logm

dm= log e

m tenemos

log e

int Mupp

Mlow

Υ(logm)dm =

int Mupp

Mlow

mφ(m)dm = 1 (318)

por tanto

φ(m) = log eΥ(logm)

m (319)

33 BASES ESPECTRALES 23 Marıa E Rojas A

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Nombre Metalicidad [Z] Fuente

Padova 1994 0001ndash 010 Alongi et al (1993)

Bressan et al (1993)

Fagotto et al (1994a)

Fagotto et al (1994b)

Girardi et al (1996)

Padova 2000 00004 ndash003 Girardi et al (2000)

Geneva 002 Schaller et al (1992)

Charbonnel et al (1996)

Charbonnel et al (1999)

Cuadro 31 Trayectorias Evolutivas usadas en BC03 Fuente BC03

MILES (A Medium Resolution INT Library of Empirical Spectra) Contiene 985estrellas observadas entre 3200A - 7500A y resolucion media de 23A (Sanchez-Blazquez et al 2006)

Granada contiene 1654 espectros estelares compuestos con modelos de atmosferaestelar entre 3000A - 7000A y resolucion espectral de 03A (Martins et al 2005)

Bruzual amp Charlot (2003 BC03) Contiene 26 modelos de base con SSPs calculadosutilizando trayectoria evolutiva de Padova 1994 (Alongi et al 1993 Bressan et al1993 Fagotto et al 1994 Girardi et al 1996) cada base contiene 221 espectros dealta resolucion con edades desde t = 0 a t = 20 Giga anos en un rango de 3200A -9500A en unidades de LAminus1 Mminus1

13 de estas SSPS utilizan la FMI de Chabrier(2003) con Mlow = 01 M y Mupp = 100 M normalizados a una masa total de1M en las estrellas a la edad t = 0 las otras 13 SSPs son analogos Salpeter

Para este trabajo se adapto la base de poblaciones estelares simples de la biblioteca deBruzual e Charlot (2003 BC03) que se basa en trayectorias evolutivas y en bibliotecasde espectros estelares descritas en la tabla 31 32 y 33 La mayorıa de los resultadospublicados de Starlight usan este modelo por su amplia gama en edades y metalicidades

Para reproducir la formacion estelar de NGC6240 se utiliza una base que contiene 200SSPs con edades entre 2 times 106 y 13times1010 anos con resolucion de 3A en un rango de3200A a 9500A para las metalicidades de 02Z (m42) 04Z (m52) 1Z (m62) y 25Z(m72) con rutas evolutivas de Padova 1994 libreria STELIB 2003 y funcion masa inicialde Chabrier (2003) mostrados en el cuadro anexo 71 y visualizados en la figura 31 Ca-da una de las figuras representa una metalicidad de la base con sus respectivos 50 SSPscorrespondientes a diferentes edades En ellas es posible observar que los espectros se

33 BASES ESPECTRALES 24 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Nombre Tipo Intervalo de Resolucion Intervalo de Fuente

longitud de onda metalididad

BaSeL teorica 91 A a 160 micro m 300 105Z a 10Z Kurucz (1995 pc)

Bessel et al (1989)

Bessel et al (1991)

Fluks et al (1994)

Allard amp Hauschidt (1995)

Rauch (2002)

STELIB observacional 3200A a 9500A 2000 - 20 lt[FeH] lt050 Le Borgne et al (2003)

Pickles observacional 1205A a 25 micro m 500 Z Pickles (1998)

Fanelli et al (1992)

Cuadro 32 Bibliotecas de espectros estelares de BC03 Fuente BC03

Nombre Calibracion Fuente

BaSeL 10 teorica Lejeune et al (1997)

Lejeune et al (1998)

BaSeL 22 semi-empırica Lejeune et al (1997)

Lejeune et al (1998)

BaSeL 31 semi-empırica Westera (2000)

Padova 2000 00004 a 003 Westera et al (2002)

Cuadro 33 Diferentes calibraciones basadas BaSeL Fuente BC03

33 BASES ESPECTRALES 25 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

distribuyen desde la poblacion estelar de mayor temperatura en la parte superior hastalas mas frıas en la parte inferior cada espectro se encuentra calibrado por flujo y sonnormalizados a la unidad de masa solar (M)

Otra caracterıstica de la base BC03 es que no reproduce las lıneas de emision observadaspor lo tanto solo es posible reproducir las lıneas de absorcion debidas a la formacionestelar Es entonces donde el codigo requiere enmascarar o definir rangos de longitud deonda que correspondan a las lıneas de emision con el fin de aumentar la sensibilidaddel ajuste y encontrar ası la componente de absorcion que puede estar siendo opacadapor las lıneas de emision del mismo intervalo Para este trabajo se utiliza la mascarageneral dispuesta dentro del codigo adaptada en la tesis doctoral Natalia Vale Asari(2005) donde se enmascaran la lıneas de emision mas fuertes La mascara esta basada enlos trabajos de Gonzalez-Delgado et al (1995) Pastoriza et al(1993) Benjamin et al(1999) y Zhang et al (2005) y en regiones problematicas de la base de Bruzual y Charlot(2003) asociadas a efectos turbulentos entre 6845A - 6945A y entre 7550A - 7725A y laregion entre 7165A -7210A debida a errores sistematicos La mascara general detallada sepuede ver en la tabla anexa 72

33 BASES ESPECTRALES 26 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

02 Z∘

Log(L λ)[L ∘Å-

1 M∘-

1 ]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

04 Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

file=357911131415171921232527293133353639414345474951535557596163

(a) (b)Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

file=357911131517192123252729313335373941434547495153555759

25Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

y136y135y132y131y130y129y128y127y125y122y121y120y119y118y117y116y115y114y109y106y98y95y94y93y92y90y88y89y97y86y85y84y83y81y59y58y57y56y55y54x51y51y49x48y48y47y46y40y39

(c) (d)

Figura 31 Espectros de SSPs del modelo BC03 Bruzual amp Charlot 2003 para diferentesmetalicidades (a) 02Z (m42) (b) 04Z (m52) (c) 1Z(m62) (d) 25Z(m72) cadametalicidad contiene 50 SSPs con edades entre 2times 106 y 13times 1010 anos Resolucion de3A

33 BASES ESPECTRALES 27 Marıa E Rojas A

CAPITULO 4

Extraccion y Analisis de Espectros

El espectro original se obtuvo con el espectrografo ISIS del telescopio William Herschel de4 2m (WHT) instalado en la Palma (Canarias) utilizando las configuraciones R300B -CCD EEV 12 y R316R - CCD MARCONI2 para los brazos azul y rojo respectivamenteentre 3000A- 5000A y 5000A - 7800A con una escala de 149 segundos de arcomm alo largo de la hendidura El espectro fue cedido por la doctora Rosa Gomez Delgadodel Instituto de Astrofısica de Andalucia Los detalles de la observacion se encuentranregistrados en la tabla 41

Fecha Brazo CCD+gratting Slit PA Slit width (arcsec) texp[sec]

20050910 Red MARCONI2+R316R 88593063 1237020 900

20050909 Blue EEV12+R300B 88620857 1237020 900

Cuadro 41 Resumen de las observaciones espectroscopicas de NGC6240

41 Reduccion

En un espectro obtenido con una apertura donde no es posible identificar cual es lazona espacialmente localizada se hace necesario encontrar la orientacion espacial a fin deajustar la imagen espectral respecto a una imagen fotografica de orientacion conocida Estareorientacion fue realizada por Rosa Gomez Delgado y Mario A Higuera G con rutinas deIRAF (Image Reducction and Astronomical Facilities ver httpwwwirafcom) tomandocomo imagen fotografica de referencia la dispuesta en la base del Telescopio EspacialHubble (HST) ver httphubblesiteorggallery

28

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Figura 41 Reduccion espectral para el filtro Rojo separacion espacial fuente Mario AHiguera G

Un vez reorientado el espectro original se realizo una separacion de la cantidad de luzque paso a traves de la apertura del instrumento para los filtros rojo y azul a lo largodel rango espacial definido En la apertura espacial aparecen todas las fuentes de emisionpresentes en el momento del registro Al visualizarlas con la rutina apall de IRAF figura41 se separan las regiones de estudio

El analisis permito identificar y reducir seis zonas en total para cada filtro que al sersuperpuestas con la imagen fotografica espacial de NGC6240 se distiguieron ası zona Inucleo del sur zona II proximidad hacia el sur de la zona I zona III proximidad hacia elnorte del registro fotografico zona IV nucleo del norte zona V seccion intermedia entrelos dos nucleos y finalmente la zona VI estrella de calibracion

De todas las zonas se obtuvo un espectro para cada filtro estos fueron normalizados ypromediados con el fin de dar unicidad y ası permitir visualizar un espectro del visible enun rango entre 3200A y 7200A para todas las zonas Los espectros obtenidos se corrigieronpor Doppler (z = 0024480 NED ver httpnedipaccaltechedu) y exceso de colorasociado al polvo segun Cardelli et al (1989) en donde

E(BminusV ) = minus232 log

(Rint

Robs

)siendo Rint = 31 y Robs =HαHβ la relacion de flujos previamnete calibados de las lıneasHα y Hβ medidos por tecnica de separacion en LINER1

1LINER herramienta computacional del reporte interno de Richard W Pogge la cual utiliza una

41 REDUCCION 29 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Figura 42 Imagen fotografica del HST de NGC6240

Los espectros al final de la reduccion que se utilizaron para este trabajo se presentan enla figura 43

Al realizar el analisis de cada una de las zonas reducidas se encuentra que las zonas Iy IV presentan espectros asociados a nucleos activos las zonas II y III corresponden alas regiones adyacentes de estos nucleos que debido a su baja razon senal-ruido no serananalizadas en este trabajo la zona V corresponde a la zona intermedia debida a la fuertecomponente estelar presente en el espectro y finalmente la zona VI presenta un espectrocaracterıstico de una estrella identificada en la imagen fotografica que se utiliza comopatron de referencia figura 42

tecnica que define un continuo arbitrario sobre el cual es posible marcar el centro esperado de una lıneasobre un espectro esto permite adquirir los valores de λ centro de lınea FWHM ancho equivalente yflujo de las lıneas tanto de emision como de absorcion

41 REDUCCION 30 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

0

2eminus13

4eminus13

6eminus13

8eminus13

λ[Å]4000 5000 6000

Zona I

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

0

2eminus16

4eminus16

6eminus16

8eminus16

1eminus15

12eminus15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona II

(a) (b)

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

minus2eminus16

minus1eminus16

0

1eminus16

2eminus16

3eminus16

4eminus16

λ[Å]3000 4000 5000 6000 7000

Zona III

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

0

5eminus14

1eminus13

15eminus13

2eminus13

25eminus13

3eminus13

35eminus13

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona IV

(c) (d)

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

minus1eminus16

0

1eminus16

2eminus16

3eminus16

4eminus16

5eminus16

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona V

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

2eminus17

4eminus17

6eminus17

8eminus17

1eminus16

12eminus16

λ[Å]4000 5000 6000 7000

ZonaVI

(e) (f)

Figura 43 Espectros reducidos del visible para NGC6240 (a) Zona I (b) Zona II (c)Zona III (d) Zona IV (e) Zona V (f) Zona VI

41 REDUCCION 31 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

42 Caracterizacion

Los espectros de las zonas I y IV son caracterizados por los valores de λ centro de lıneaFWHM ancho equivalente y flujo de las lıneas de absorcion y emision los cuales se puedenobservar en las tablas 42 y 43 para cada zona respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259856 141934 121105 932365

He I lowast 3820000 38243220 240649 -368885 -331320

[Ne III] 3868760 38665283 196365 960760 849525

K-Ca II lowast 3933000 39298906 825863 -438132 -378235

H-Ca II lowast 3968000 39671277 970000 -270968 -230588

He I 4026000 40302915 870264 207639 172326

[S II] 4068600 40671338 613711 167254 136787

Fe II 4178862 41774009 188631 0157450 0123046

Hδ 4101740 41114917 365668 0608985 0489181

Hγ 4340471 43366045 920191 176589 128710

Hβ 4861300 48590737 156186 132648 538800

[O III] 4958900 49586538 303193 112192 394091

[ OIII] 5006840 50054878 217619 263052 856364

C-C lowast 5165000 51681416 204788 -181874 -0543207

Fe II 5197570 51986562 182212 770700 227194

Na-I(D) lowast 5892000 58881143 119381 -971280 -202980

[O I] 6300304 62998452 208984 297493 540325

[O I] 6363776 63638130 213094 886981 157329

[N II] 6548050 65467163 236476 372079 629095

Hα 6562819 65614551 236476 988640 172153

[N II] 6583460 65830864 236476 950283 194036

[S II] 6716440 67180718 184565 402939 743104

[S II] 6730810 67330210 184565 288223 514382lowast Lınea de absorcion

Cuadro 42 Lıneas identificadas en la Zona I de NGC6240

En la caracterizacion de las dos zonas sobresale una significativa emision de Hβ [OIII]5007A Hα y [NII] 6585A asociadas a la formacion estelar o actividad del nucleo galacticoTambien es posible observar la presencia de lıneas de emision de HeI [OI] en conjuntocon la serie de Balmer Ası mismo fue posible medir la lınea de emision [OII] en 3727Ajunto con las lıneas de H-Ca K-Ca

42 CARACTERIZACION 32 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3728815 37295811 139871 980735 752002

[Ne III] 3868760 38702319 202032 129640 988668

K-Ca II lowast 3933000 39331504 649803 -303453 -241752

H-Ca II lowast 3968000 39680195 689754 -287500 -234462

G-banda lowast 4301000 43048105 301566 -703450 -553622

Hγ 4340471 43404194 808685 104001 0771791

Hβ 4861300 48625376 157743 105704 477370

[O III] 4958900 49602510 204316 867190 374412

[O III] 5006840 50088350 156499 203541 858706

C-C lowast 5165000 51694761 221025 -478236 -186147

[O I] 6300304 62999092 223367 346819 593403

[O I] 6363776 63637612 260837 125170 209970

[N II] 6548050 65507192 180655 374786 791877

Hα 6562819 65663501 180655 788344 165570

[N II] 6583460 65867407 180655 101594 211693

[S II] 6716440 67188540 132432 320833 634206

[S II] 6730810 67328965 185795 414013 81368lowast Lınea de absorcion

Cuadro 43 Lıneas identificadas en la Zona IV de NGC6240

42 CARACTERIZACION 33 Marıa E Rojas A

CAPITULO 5

Espectroscopıa Sintetica

Ajustada la sintesis de poblacion estelar inherente al codigo Starlight se estudio la galaxiaNGC6240 y se obtuvieron propiedades fısicas tales como la composicion estelar a lo largode la historia de la formacion estelar de la galaxia bajo la biblioteca de Bruzual y Char-lot (2003) parametros cineticos como extincion por polvo AV y el vector de poblacionestelar en terminos de una fraccion de luz(xj) obtenidos con la interprestacion del porcen-taje de formacion estelar sintetica y las caracterısticas de las lıneas de absorcion obtenidas

51 Sıntesis espectral

Con el fin de encontrar la sintesis de la poblacion estelar de los dos nucleos del sistema encolision NGC6240 se ejecuto el codigo Starlight para las zonas en las que era posible vi-sualizar la regiones centrales de cada nucleo zonas I y IV Con estos espectros de entradase ejecutaron las combinaciones lineales de la base de Bruzual y Charlot (2003) para lasmetalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z individualmente con esto se identificaron laspoblaciones estelares que contribuıan en la reproduccion sintetica de cada zona Con baseen estos resultados parciales finalmente se construyo la base que mejor representa cadazona respectivamente Esta contiene 200 poblaciones estelares con edades entre 2 times 106

y 13times1010 anos resolucion de 3A en un rango de 3200A a 9500A con metalicidades de02Z 04Z 1Z y 25Z rutas evolutivas de Padova 1994 libreria STELIB y funcionmasa inicial de Chabrier (2003)

La busqueda del mejor ajuste entre el espectro de entrada y el espectro de salida se centroen disminuir al maximo el valor de la relacion [chi2Nleff ] la cual relaciona el valor delχ2 de cada valor de λ Otro valor que se tuvo en cuenta fue la desviacion media porcentual

34

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

de todos los pıxeles con relacion al espectro de entrada [adev( )] los mejores valores seregistraron en la tabla 51

Parametro Zona I Zona IV

[chi2Nleff ] 137545 113193

[adev( )] 638644 446156

Cuadro 51 Calidad del ajuste de Starlight

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

Figura 51 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral I de NGC6240 (trazo negro)

Los espectros de la formacion estelar logrados con este ajuste se muestran en las figuras51 y 52 en donde el trazo rojo representa la formacıon estelar asociada al espectro deentrada representado con el trazo negro de las zonas I y IV respectivamente

En estas figuras se puede observar una componente de absorcion sintetica por cada lıneade emision observada del espectro de entrada como es el caso de las lıneas en la longitudde onda de 3740A 3796A 3837A 3887A 3933A 3969A 4098A 4338A 4100A 4339A4860A 6548A las cuales corresponde a transiciones electronicas conocidas y definidas enel cuadro 11

51 SINTESIS ESPECTRAL 35 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

ObservadoSinteacutetico

Figura 52 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral IV de NGC6240 (trazo negro)

51 SINTESIS ESPECTRAL 36 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

52 Sustraccion espectral

Un vez definida la formacion estelar de cada una de la zonas espectrales se realizo unasustraccion de la formacion estelar asociada a cada zona con el fin de descontaminar elespectro de emision del nucleo activo filtrando ası un espectro de mejores caracterısticasel cual es posible observar en el trazo azul de las figuras 53 y 54

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 53 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral I de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral I de NGC6240 (negro)obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z(b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 37 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 54 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral VI de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral IV de NGC6240(negro) obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Zy 25Z (b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 38 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

53 Caracterizacion espectral

Cada uno de los espectros se caracterizo con la identificacion de todas las lıneas de emisionpresentes en ellas una vez realizada la sustraccion mediante un ajuste de tipo gaussianodefinido en un continuo aleatorio en el software LINER siendo posible obtener el centrode lınea el ancho total a la mitad de la altura (FWHM) y el flujo total visualizados enlas tablas 53 y 53 para las zonas I y IV respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259714 145056 273839 953139

H11 3770630 37686479 440904 425545 149716

H10 3797898 37960681 401993 326624 112110

H9 3835384 38334482 367421 376538 124836

[Ne III] 3868760 38685388 179806 168928 541474

K Ca-II lowast 3933000 39294148 131932 -206818 -623528

H Ca-II 3968000 39691155 446669 468596 135456

He I 4026000 40263750 264590 900988 244257

[S II] 4068600 40721025 240745 173767 446216

Hδ 4101740 40978579 169919 276703 688289

Hγ 4340471 43382275 130266 353231 612874

Hβ 4861300 48594336 151258 -677140 792772

[O III] 4958900 49571484 182238 -129678 227669

[O III] 5006840 50056445 189935 -360470 737521

Fe II 5197570 51990830 217043 -909013 291244

[O I] 6300304 62998164 236848 -365105 644235

[O I] 6363776 63634268 280102 -542065 239085

[NII] 6548050 65466426 250518 -330128 652055

Hα 6562819 65614375 250518 -114643 186725

[N II] 6583460 65836201 250518 -195511 214778

[S II] 6716440 67192485 222886 -472177 102774

[S II] 6730810 67358408 222886 -280570 502474lowast Lınea de absorcion

Cuadro 52 Lıneas de Emision Zona I de NGC6240

531 Clasificacion de NGC6240

Para clasificar a NGC6240 entre los tipos de nucleo activo descritos en la literatura seutilizo las razones de flujo para la ubicacion de este sistema en el diagrama BPT (Bald-win Phillips amp Terlevich 1981) descrito en Cid Fernandes et al (2010) como la mejorseparacion entre galaxias tipo Seyfert LINER y de formacion estelar fuerte mediante la

53 CARACTERIZACION ESPECTRAL 39 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[ O I] 3726032 37296033 143969 -221934 787713

[Ne III] 3868760 38706140 118089 -233171 399531

K Ca-II lowast 3933000 39330952 120923 341232 -383848

S II 4076349 40792864 693475 913706 854107

Hδ 4101742 41004019 936462 679737 301683

Fe II lowast 4303176 43052456 192020 -119689 -283858

Hγ 4340471 43394087 100879 155567 419237

Hβ 4861300 48617803 144197 -647377 680787

[O III] 4958900 49606152 172003 -194691 316305

[O III] 5006840 50090156 161854 -479744 914152

[O I] 6300304 63029087 178476 -155210 621454

[O I] 6363776 63667563 189027 334244 199334

[N II] 6548050 65512285 184697 -152528 896611

Hα 6562819 65665557 184697 -1004495E+06 173249

[N II ] 6583460 65869326 184697 711567 217207

[S II] 6716440 67182754 122346 -459232 516263

[S II] 6730810 67316655 212515 -152349 100130lowast Lınea de absorcion

Cuadro 53 Lıneas de Emision Zona IV de NGC6240

relacion de los flujos de las lıneas de emision de Hα Hβ [NII]λ6584 y [OIII]λ5007 enlog([NII]λ6584 Hα) y log([OIII]λ5007Hβ) que para el caso de la region VI es

log([NII]λ6584 Hα) =020

y

log([OIII]λ5007 Hβ) =-028

lo que ubica a NGC6240 en el diagrama BPT dentro de las galaxia tipo LINER en con-cordancia con el catalogo de Veron-Cetty de (2006)

54 Propiedades fısicas de NGC6240

Los parametros derivados del mejor modelo de la sıntesis permiten adicionalmente calcu-lar y encontrar algunas propiedades fısicas de la galaxia tabla 54 A partir de cada unode estos parametros fue posible asociar las siguientes propiedades

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 40 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Parametro Definicion Zona I Zona IV

[summinus of minus xj( )] Vector de poblacion estelar 9422336 9897032

[Miniminus tot] Fraccion de masa 846570E+02 706677E+03

[Mcor minus tot] Logaritmo de la masa estelar [M] 613714E+02 363687E+03

[v0minusmin(kms)] -11323 -13292

[vdminusmin(kms)] 4700 8439

[AV minusmin(mag)] Atenuacion del polvo [magnitud] -10000 -10000

Cuadro 54 Calidad del ajuste de Starlight

Zona OSP IPS YPS

I 0 176488 765745

IV 06582 355544 614753

Cuadro 55 Porcentaje de formacion estelar sintetica de NGC6240 poblacion estelar joven(YSPs) t le 0 1 Giga anos poblacion estelar con edad intermedia (ISP) 0 1 lt tISP le 2Giga anos la poblacion estelar con edad superior (OSP) 125 Giga ano Rodrıguez ZaurınJ et al (2008)

EdadLa interpretacion del termino [summinus of minus xj( )] vector poblacion xj discutido enla seccion 31 permitio clasificar la poblacion estelar sintetica en i poblacion estelarjoven (YSPs) con componentes estelares de edad t le 0 1 Giga ano ii poblacionestelar con edad intermedia (ISP) con componentes de edad entre 0 1 lt tISP le 2Giga ano y iii poblacion estelar con edad superior (OSP) con componentes de edadmayor que 12 5 Giga ano Rodrıguez Zaurın J et al (2008) Es entonces como alrealizar un tabulacion de este vector en la sıntesis de NGC6240 se puede concluirque mas del 60 de la poblacion estelar corresponde a poblacion estelar joven elporcentaje de cada componente segun la zona se especifica en la cuadro 55

MetalicidadEl porcentaje de las metalicidades empleadas para reproducir el sistema NGC6240fueron tabulados en el cuadro 56 Se puede concluir que existe una contribucion depoblacion estelar de tipo frıo K o M ya que la metalicidad de este tipo de poblacioneses aproximadamente cero mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para lazona IV pertenecen a poblaciones mas calientes de tipo espectral O y M

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 41 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Zona 02Z( ) 04Z( ) 1Z( ) 25Z( )

I 219 3618 5583 00002

IV 1289 4501 4105 0

Cuadro 56 Porcentaje de la metalicidad media en la sıntesis de NGC6240

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 42 Marıa E Rojas A

CAPITULO 6

Conclusiones

Del mapeo de la galaxia NGC 6240 se logro extraer un espectro de buenas caracte-rısticas correspondiente a las zonas I y IV las cuales responden a las zonas espacialesde los nucleos de la galaxia mientras que para las demas zonas es necesario aunrealizar algunas reducciones con mayor detalle para lograr ası eliminar el alto ruidopresente en los espectros

Sobre los espectros espacialmente definidos se realizo una extraccion que permitioidentificar las lıneas de emision y absorcion presente en la zonas I y IV

Con base en la combinacion de las bases de poblaciones estelares de Bruzual GCharlot S (2003) se construyo un espectro sintetico de buenas caracterısticas conla ejecucion de Spectral Synthesis Code -Starlight Cid Fernandes R (2005) en laszonas I y IV

Se realizo una sustraccion entre el espectro observado y el espectro sintetico a fin deeliminar la componente de absorcion asociada con la formacion estelar reproducidacon el espectro sintetico obtenido dando origen a una tabla de flujos reales de lıneasde emision que no habıan sido posible medir debido a la superposicion de las lıneasde absorcion asociadas a la actividad de formacion estelar de la galaxia huesped

La poblacion estelar presente en el espectro sintetico de NGC 6240 segun la literaturade Rodrıguez Zaurın J (2008) es una poblacion estelar joven con edades entret le 0 1 Giga ano con un porcentaje del 765745 en la zona I y 614753 enla zona IV La poblacion estelar con edad intermedia entre 0 1 lt tISP le 2 Gigaano presentan un porcentaje mas bajo del 176488 y 355544 en las zonas I yIV respectivamente Mientras que la poblacion estelar mayor de 125 Giga ano notienen asociado ningun porcentaje en la contribucion del espectro sintetico

43

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Existe una poca contribucion de poblacion estelar de tipo frıo K o M en NGC6240ya que la metalicidad de este tipo de poblaciones es aproximadamente cero en lasıntesis espectral mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para la zona IVpertenecen a poblaciones jovenes de tipo espectral O y M

44 Marıa E Rojas A

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BIBLIOGRAFIA 50 Marıa E Rojas A

CAPITULO 7

Anexos

SSP Edad [anos] Z Mstar

bc2003-hr-m42-chab-ssp-032spec 000174e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-034spec 000191e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-051spec 000417e9 000400 09666

bc2003-hr-m42-chab-ssp-052spec 000437e9 000400 09622

bc2003-hr-m42-chab-ssp-053spec 000457e9 000400 09579

bc2003-hr-m42-chab-ssp-054spec 000479e9 000400 09534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-055spec 000501e9 000400 09488

bc2003-hr-m42-chab-ssp-070spec 001000e9 000400 08862

bc2003-hr-m42-chab-ssp-073spec 001148e9 000400 08752

bc2003-hr-m42-chab-ssp-074spec 001202e9 000400 08716

bc2003-hr-m42-chab-ssp-075spec 001259e9 000400 08680

bc2003-hr-m42-chab-ssp-076spec 001318e9 000400 08644

bc2003-hr-m42-chab-ssp-077spec 001380e9 000400 08608

bc2003-hr-m42-chab-ssp-078spec 001445e9 000400 08571

bc2003-hr-m42-chab-ssp-079spec 001514e9 000400 08534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-080spec 001585e9 000400 08501

bc2003-hr-m42-chab-ssp-081spec 001660e9 000400 08469

bc2003-hr-m42-chab-ssp-082spec 001738e9 000400 08436

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51

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m42-chab-ssp-084spec 001905e9 000400 08369

bc2003-hr-m42-chab-ssp-087spec 002188e9 000400 08269

bc2003-hr-m42-chab-ssp-088spec 002291e9 000400 08237

bc2003-hr-m42-chab-ssp-112spec 006405e9 000400 07525

bc2003-hr-m42-chab-ssp-113spec 007187e9 000400 07446

bc2003-hr-m42-chab-ssp-114spec 008064e9 000400 07366

bc2003-hr-m42-chab-ssp-115spec 009048e9 000400 07287

bc2003-hr-m42-chab-ssp-116spec 010152e9 000400 07207

bc2003-hr-m42-chab-ssp-117spec 011391e9 000400 07130

bc2003-hr-m42-chab-ssp-118spec 012780e9 000400 07064

bc2003-hr-m42-chab-ssp-119spec 014340e9 000400 06997

bc2003-hr-m42-chab-ssp-120spec 016090e9 000400 06930

bc2003-hr-m42-chab-ssp-121spec 018053e9 000400 06863

bc2003-hr-m42-chab-ssp-122spec 020256e9 000400 06800

bc2003-hr-m42-chab-ssp-123spec 022727e9 000400 06738

bc2003-hr-m42-chab-ssp-124spec 025500e9 000400 06676

bc2003-hr-m42-chab-ssp-125spec 028612e9 000400 06613

bc2003-hr-m42-chab-ssp-126spec 032103e9 000400 06550

bc2003-hr-m42-chab-ssp-127spec 036020e9 000400 06486

bc2003-hr-m42-chab-ssp-128spec 040415e9 000400 06427

bc2003-hr-m42-chab-ssp-129spec 045347e9 000400 06370

bc2003-hr-m42-chab-ssp-130spec 050880e9 000400 06313

bc2003-hr-m42-chab-ssp-131spec 057088e9 000400 06256

bc2003-hr-m42-chab-ssp-132spec 064054e9 000400 06197

bc2003-hr-m42-chab-ssp-133spec 071870e9 000400 06140

bc2003-hr-m42-chab-ssp-134spec 080640e9 000400 06082

bc2003-hr-m42-chab-ssp-135spec 090479e9 000400 06024

bc2003-hr-m42-chab-ssp-201spec 1500000e9 000400 04919

bc2003-hr-m42-chab-ssp-204spec 1575000e9 000400 04915

bc2003-hr-m42-chab-ssp-214spec 1825000e9 000400 04875

bc2003-hr-m42-chab-ssp-218spec 1925000e9 000400 04872

bc2003-hr-m52-chab-ssp-031spec 000166e9 000800 10000

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52 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-032spec 000174e9 000800 10000

bc2003-hr-m52-chab-ssp-034spec 000191e9 000800 10000

bc2003-hr-m52-chab-ssp-051spec 000417e9 000800 09645

bc2003-hr-m52-chab-ssp-052spec 000437e9 000800 09599

bc2003-hr-m52-chab-ssp-054spec 000479e9 000800 09496

bc2003-hr-m52-chab-ssp-055spec 000501e9 000800 09443

bc2003-hr-m52-chab-ssp-070spec 001000e9 000800 08827

bc2003-hr-m52-chab-ssp-073spec 001148e9 000800 08725

bc2003-hr-m52-chab-ssp-074spec 001202e9 000800 08691

bc2003-hr-m52-chab-ssp-075spec 001259e9 000800 08657

bc2003-hr-m52-chab-ssp-076spec 001318e9 000800 08622

bc2003-hr-m52-chab-ssp-077spec 001380e9 000800 08587

bc2003-hr-m52-chab-ssp-078spec 001445e9 000800 08552

bc2003-hr-m52-chab-ssp-079spec 001514e9 000800 08517

bc2003-hr-m52-chab-ssp-080spec 001585e9 000800 08485

bc2003-hr-m52-chab-ssp-081spec 001660e9 000800 08453

bc2003-hr-m52-chab-ssp-082spec 001738e9 000800 08420

bc2003-hr-m52-chab-ssp-083spec 001820e9 000800 08387

bc2003-hr-m52-chab-ssp-084spec 001905e9 000800 08354

bc2003-hr-m52-chab-ssp-087spec 002188e9 000800 08256

bc2003-hr-m52-chab-ssp-088spec 002291e9 000800 08226

bc2003-hr-m52-chab-ssp-112spec 006405e9 000800 07527

bc2003-hr-m52-chab-ssp-113spec 007187e9 000800 07451

bc2003-hr-m52-chab-ssp-114spec 008064e9 000800 07376

bc2003-hr-m52-chab-ssp-115spec 009048e9 000800 07301

bc2003-hr-m52-chab-ssp-116spec 010152e9 000800 07226

bc2003-hr-m52-chab-ssp-117spec 011391e9 000800 07150

bc2003-hr-m52-chab-ssp-118spec 012780e9 000800 07088

bc2003-hr-m52-chab-ssp-119spec 014340e9 000800 07026

bc2003-hr-m52-chab-ssp-120spec 016090e9 000800 06963

bc2003-hr-m52-chab-ssp-121spec 018053e9 000800 06900

bc2003-hr-m52-chab-ssp-122spec 020256e9 000800 06838

Continua en la pagina siguiente

53 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-123spec 022727e9 000800 06781

bc2003-hr-m52-chab-ssp-124spec 025500e9 000800 06723

bc2003-hr-m52-chab-ssp-125spec 028612e9 000800 06665

bc2003-hr-m52-chab-ssp-126spec 032103e9 000800 06607

bc2003-hr-m52-chab-ssp-127spec 036020e9 000800 06548

bc2003-hr-m52-chab-ssp-128spec 040415e9 000800 06490

bc2003-hr-m52-chab-ssp-129spec 045347e9 000800 06434

bc2003-hr-m52-chab-ssp-130spec 050880e9 000800 06377

bc2003-hr-m52-chab-ssp-131spec 057088e9 000800 06318

bc2003-hr-m52-chab-ssp-132spec 064054e9 000800 06266

bc2003-hr-m52-chab-ssp-133spec 071870e9 000800 06205

bc2003-hr-m52-chab-ssp-134spec 080640e9 000800 06145

bc2003-hr-m52-chab-ssp-135spec 090479e9 000800 06086

bc2003-hr-m52-chab-ssp-201spec 1500000e9 000800 04936

bc2003-hr-m52-chab-ssp-204spec 1575000e9 000800 04935

bc2003-hr-m52-chab-ssp-214spec 1825000e9 000800 04887

bc2003-hr-m52-chab-ssp-218spec 1925000e9 000800 04882

bc2003-hr-m62-chab-ssp-031spec 000166e9 002000 10000

bc2003-hr-m62-chab-ssp-032spec 000174e9 002000 10000

bc2003-hr-m62-chab-ssp-034spec 000191e9 002000 09996

bc2003-hr-m62-chab-ssp-051spec 000417e9 002000 09535

bc2003-hr-m62-chab-ssp-052spec 000437e9 002000 09482

bc2003-hr-m62-chab-ssp-054spec 000479e9 002000 09384

bc2003-hr-m62-chab-ssp-055spec 000501e9 002000 09342

bc2003-hr-m62-chab-ssp-070spec 001000e9 002000 08751

bc2003-hr-m62-chab-ssp-071spec 001047e9 002000 08716

bc2003-hr-m62-chab-ssp-072spec 001096e9 002000 08680

bc2003-hr-m62-chab-ssp-073spec 001148e9 002000 08644

bc2003-hr-m62-chab-ssp-074spec 001202e9 002000 08608

bc2003-hr-m62-chab-ssp-075spec 001259e9 002000 08572

bc2003-hr-m62-chab-ssp-076spec 001318e9 002000 08535

bc2003-hr-m62-chab-ssp-077spec 001380e9 002000 08503

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54 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-078spec 001445e9 002000 08472

bc2003-hr-m62-chab-ssp-079spec 001514e9 002000 08440

bc2003-hr-m62-chab-ssp-081spec 001660e9 002000 08375

bc2003-hr-m62-chab-ssp-082spec 001738e9 002000 08342

bc2003-hr-m62-chab-ssp-084spec 001905e9 002000 08276

bc2003-hr-m62-chab-ssp-087spec 002188e9 002000 08189

bc2003-hr-m62-chab-ssp-088spec 002291e9 002000 08159

bc2003-hr-m62-chab-ssp-112spec 006405e9 002000 07502

bc2003-hr-m62-chab-ssp-113spec 007187e9 002000 07429

bc2003-hr-m62-chab-ssp-114spec 008064e9 002000 07360

bc2003-hr-m62-chab-ssp-115spec 009048e9 002000 07291

bc2003-hr-m62-chab-ssp-116spec 010152e9 002000 07221

bc2003-hr-m62-chab-ssp-117spec 011391e9 002000 07150

bc2003-hr-m62-chab-ssp-118spec 012780e9 002000 07093

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bc2003-hr-m62-chab-ssp-124spec 025500e9 002000 06754

bc2003-hr-m62-chab-ssp-125spec 028612e9 002000 06700

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bc2003-hr-m62-chab-ssp-127spec 036020e9 002000 06592

bc2003-hr-m62-chab-ssp-128spec 040415e9 002000 06538

bc2003-hr-m62-chab-ssp-129spec 045347e9 002000 06484

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bc2003-hr-m62-chab-ssp-131spec 057088e9 002000 06376

bc2003-hr-m62-chab-ssp-132spec 064054e9 002000 06322

bc2003-hr-m62-chab-ssp-133spec 071870e9 002000 06265

bc2003-hr-m62-chab-ssp-134spec 080640e9 002000 06209

bc2003-hr-m62-chab-ssp-135spec 090479e9 002000 06152

bc2003-hr-m62-chab-ssp-201spec 1500000e9 002000 04999

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55 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-204spec 1575000e9 002000 04991

bc2003-hr-m62-chab-ssp-214spec 1825000e9 002000 04946

bc2003-hr-m62-chab-ssp-218spec 1925000e9 002000 04941

bc2003-hr-m72-chab-ssp-031spec 000166e9 005000 09918

bc2003-hr-m72-chab-ssp-032spec 000174e9 005000 09933

bc2003-hr-m72-chab-ssp-034spec 000191e9 005000 09890

bc2003-hr-m72-chab-ssp-051spec 000417e9 005000 09299

bc2003-hr-m72-chab-ssp-052spec 000437e9 005000 09260

bc2003-hr-m72-chab-ssp-054spec 000479e9 005000 09186

bc2003-hr-m72-chab-ssp-055spec 000501e9 005000 09147

bc2003-hr-m72-chab-ssp-070spec 001000e9 005000 08524

bc2003-hr-m72-chab-ssp-071spec 001047e9 005000 08491

bc2003-hr-m72-chab-ssp-072spec 001096e9 005000 08459

bc2003-hr-m72-chab-ssp-073spec 001148e9 005000 08427

bc2003-hr-m72-chab-ssp-074spec 001202e9 005000 08393

bc2003-hr-m72-chab-ssp-075spec 001259e9 005000 08360

bc2003-hr-m72-chab-ssp-076spec 001318e9 005000 08326

bc2003-hr-m72-chab-ssp-077spec 001380e9 005000 08292

bc2003-hr-m72-chab-ssp-078spec 001445e9 005000 08262

bc2003-hr-m72-chab-ssp-079spec 001514e9 005000 08233

bc2003-hr-m72-chab-ssp-081spec 001660e9 005000 08174

bc2003-hr-m72-chab-ssp-082spec 001738e9 005000 08143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-084spec 001905e9 005000 08081

bc2003-hr-m72-chab-ssp-087spec 002188e9 005000 07990

bc2003-hr-m72-chab-ssp-088spec 002291e9 005000 07958

bc2003-hr-m72-chab-ssp-112spec 006405e9 005000 07345

bc2003-hr-m72-chab-ssp-113spec 007187e9 005000 07278

bc2003-hr-m72-chab-ssp-114spec 008064e9 005000 07211

bc2003-hr-m72-chab-ssp-115spec 009048e9 005000 07144

bc2003-hr-m72-chab-ssp-116spec 010152e9 005000 07092

bc2003-hr-m72-chab-ssp-117spec 011391e9 005000 07039

bc2003-hr-m72-chab-ssp-118spec 012780e9 005000 06985

Continua en la pagina siguiente

56 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m72-chab-ssp-119spec 014340e9 005000 06930

bc2003-hr-m72-chab-ssp-120spec 016090e9 005000 06876

bc2003-hr-m72-chab-ssp-121spec 018053e9 005000 06823

bc2003-hr-m72-chab-ssp-122spec 020256e9 005000 06771

bc2003-hr-m72-chab-ssp-123spec 022727e9 005000 06720

bc2003-hr-m72-chab-ssp-124spec 025500e9 005000 06669

bc2003-hr-m72-chab-ssp-125spec 028612e9 005000 06618

bc2003-hr-m72-chab-ssp-126spec 032103e9 005000 06566

bc2003-hr-m72-chab-ssp-127spec 036020e9 005000 06514

bc2003-hr-m72-chab-ssp-128spec 040415e9 005000 06461

bc2003-hr-m72-chab-ssp-129spec 045347e9 005000 06410

bc2003-hr-m72-chab-ssp-130spec 050880e9 005000 06356

bc2003-hr-m72-chab-ssp-131spec 057088e9 005000 06302

bc2003-hr-m72-chab-ssp-132spec 064054e9 005000 06253

bc2003-hr-m72-chab-ssp-133spec 071870e9 005000 06196

bc2003-hr-m72-chab-ssp-134spec 080640e9 005000 06143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-135spec 090479e9 005000 06088

bc2003-hr-m72-chab-ssp-201spec 1500000e9 005000 04972

bc2003-hr-m72-chab-ssp-204spec 1575000e9 005000 04960

bc2003-hr-m72-chab-ssp-214spec 1825000e9 005000 04924

bc2003-hr-m72-chab-ssp-218spec 1925000e9 005000 04908

Cuadro 71 Base N

57 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

3416 3436 [Ne v] 34260

3718 3735 [O II] 37260

3720 3737 [O II] 37288

3796 3802 H10 37979

3833 3841 H90 38354

3862 3871 [Ne III] 38691

3882 3891 H8 HeI 38890

3961 3973 [Ne III] 39678

3961 3974 Hε 39701

4024 4030 He I 40262

4067 4070 [S II] 40686

4095 4107 Hδ 41017

4332 4346 Hγ 43405

4469 4475 He I 44715

4854 4868 Hβ 48613

4947 4968 [O III] 49589

4998 5019 [O III] 50068

5009 5022 He I 50157

5156 5164 [Fe VII] 51584

5193 5202 [N I] 51991

5267 5274 [Fe III] 52704

5868 5883 He I 58756

6296 6303 [O I] 63003

6303 6315 [S III] 63121

6355 6372 [O I] 63638

6538 6591 [N II] 65480

6547 6576 Hα 65628

6575 6591 [N II] 65835

6667 6681 He I 66782

6710 6743 [S II] 67164

6718 6743 [S II] 67308

7061 7072 He I 70652

Continua en la pagina siguiente

58 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

7125 7142 [Ar III] 71358

7315 7329 [O II] 73195

7320 7335 [O II] 73302

6845 6945 BC03 lowastlowast7165 7210 BC03 lowastlowast7550 7725 BC03 lowastlowast5880 5906 NaD 5890 lowast lowast lowast9059 9079 [S III] 90690

lowast Lınea de emision

lowastlowast Region en la problematica Bruzual y Charlot (2003)

lowast lowast lowast Absorcion del medio interestelar en 5896A

Cuadro 72 Mascara General desarrollada por NataliaVale Asari (2005) para Starlight

59 Marıa E Rojas A

  • Acroacutenimos
  • Introduccioacuten
  • Fundamentos de Espectroscopiacutea
    • Fundamentos
    • Espectros Astrofiacutesicos
    • Nuacutecleos Activos de Galaxias
      • Sistema NGC6240
      • Sistema NGC6240
      • Coacutedigo de Siacutentesis Espectral
        • Modelo Fiacutesico - Matemaacutetico
        • Modelo Computacional
        • Bases Espectrales
          • Construccioacuten de una Poblacioacuten Estelar Simple (SSPs)
          • Modelos de Poblaciones Estelares Simples
              • Extraccioacuten y Anaacutelisis de Espectros
                • Reduccioacuten
                • Caracterizacioacuten
                  • Espectroscopiacutea Sinteacutetica
                    • Siacutentesis espectral
                    • Sustraccioacuten espectral
                    • Caracterizacioacuten espectral
                      • Clasificacioacuten de NGC6240
                        • Propiedades fiacutesicas de NGC6240
                          • Conclusiones
                            • Bibliografiacutea
                              • Anexos
Page 10: Espectroscop a estelar sint etica, aplicaciones astrof sicas · con modelos estelares que siguen una l nea de tiempo, producidos por la combinacion de bibliotecas de evolucion estelar,

Indice de figuras

11 Representacion de los procesos de emision y absorcion 712 Transiciones entre los niveles de energıa 813 Representacion grafica de un perfil de lınea 1014 Representacion grafica de FWHM (Ancho total a la mitad de la altura por

sus siglas en ingles) 1115 Galaxia normal NGC224 fuente NED 1316 Galaxia con nucleo activo MRK 0699 fuente SDSS 13

31 Espectros de SSPs del modelo BC03 Bruzual amp Charlot 2003 para dife-rentes metalicidades 27

41 Reduccion espectral para el filtro Rojo separacion espacial fuente MarioA Higuera G 29

42 Imagen fotografica del HST de NGC6240 3043 Espectros reducidos del visible para NGC6240 31

51 Ajuste espectral sintetico de la formacion estelar zona espectral I de NGC6240 3552 Ajuste espectral sintetico de la formacion estelar zona espectral IV de

NGC6240 3653 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral I de NGC6240 3754 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral VI de NGC6240 38

ix

Acronimos

A amp A Astronomy and Astrophysics

AGN Active Galactic Nucleus

AJ Astronomical Journal

ApJ Astrophysical Journal

ApJS Astrophysical Journal Supplement

BH Black Hole

BLR Broad line Region

BPT Baldwin Philips amp Terlevich

ChJAampA Chinese Astronomy amp Astrophysics

FWHM Full Width Half Maximum

HST Hubble Space Telescope

IR Infrared

IRAS Infrared Astronomical Satellite

ISO Infrared Space Observatory

LINER Low-ionization Nuclear Emission-line Region

LIRG Luminous Infrared Galaxy

MNRAS Monthly Notices of the Royal Astronomical Society

NED (NASAIPAC EXTRAGALACTIC DATABASE

NLR Near-infrared

NLSy1 Narrow-line Radio Galaxy

SB Starburst

1

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SDSS Sloan Digital Sky Survey

SED Spectral Energy Distribution

SFR Star Formation Rate

Sy1 Seyfert 1

Sy2 Seyfert 2

ULIRG Ultraluminous Infrared Galaxy

INDICE DE FIGURAS 2 Marıa E Rojas A

Introduccion

El continuo generado por una fuente estelar o galactica en un rango de longitudes de ondaentre 3500 A a 6000 A presenta cambios en su forma al interactuar con una nube a me-nor temperatura como su propia atmosfera en el caso estelar Este proceso fısicamentese atribuye a transiciones electronicas donde los fotones que producen el continuo cedensu energıa siendo en algunos casos la energıa necesaria para que electrones de los atomospresentes en la nube realicen transiciones a un nivel de mayor energıa generando ası undecaimiento en el continuo con la presencia de lıneas de absorcion Sin embargo estosno son los unicos procesos fısicos que pueden influir en el cambio del continuo de unafuente por ejemplo en galaxias con un nucleo activo como huesped se presentan procesosde excitacion generados por la colision de los atomos debidos a las altas temperaturas enla vecindad del disco de acrecion generando un exceso de fotones que se ven reflejadoscon lıneas de emision que se superponen en el continuo de la fuente en la direccion deobservacion

Al obtener el espectro de un nucleo activo se posee informacion de la fuente fotoionizanteresponsable del continuo y sobre el la superposicion de las lıneas de emision El problemadel espectro observado radica en la presencia de lıneas de absorcion que por su naturale-za provienen de la formacion estelar de la zona circundante al nucleo y que contaminanla informacion proveniente del nucleo activo Se hace entonces necesario minimizar laformacion estelar de este espectro mediante modelos matematicos de espectros estelaressemejantes a fin de sustraerlas del espectro original y tener solamente informacion de lafuente

Los modelos matematicos que permiten determinar las propiedades fısicas (edad meta-licidad e historia de la formacion estelar) con base en el continuo y lıneas emitido poruna galaxia consisten en reproducir un espectro integrador mediante la combinacion li-neal de espectros individuales de varias estrellas tomadas de una amplia librerıa (Sprinrad

3

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

amp Taylor 1970 Faber 1972 Pritchet 1977 Pickles 1985) Modelos mas recientes se ba-san en dos metodos de sıntesis de poblacion estelar El primero de ellos es la Sıntesis dePoblacion Estelar Evolutiva (SPEE) que realiza una comparacion de los datos de galaxiascon modelos estelares que siguen una lınea de tiempo producidos por la combinacion debibliotecas de evolucion estelar espectros estelares con funcion de masa inicial (FMI1) ehistoria quımica definida (Arimoto y Yoshii 1987 Guiderdoni y Rocca-Volmerange 1987Bressan et al 1993 Fioc y Rocca-Volmerange 1997 Vazdekis 1999 Bruzual y Char-lot 2003 Le Borgne et al 2003) El segundo metodo es la Sıntesis de Poblacion EstelarSemi-Empırica (SPESE) en la que se reproducen el continuo las lıneas de emision y laslıneas de absorcion con la combinacion lineal de sistemas simples de observaciones de altaresolucion con caracterısticas conocidas como metalicidad masa y edad (Bica 1988 Pe-lat 1997 Cid Fernandes et al 2001 Moultaka et al 2004) y avances teoricos (Prugnielamp Soubiran 2001 Le Borgne et al 2003 Bruzual SCharlot 2003 Bertone et al 2004Gonzalez Delgado et al 2004) reunidas en librerias las de como Vazdekis (1999) y LeBorgne et al (2004) entre otras

Los dos metodos se apoyan tambien en el tipo de datos analizados por ejemplo existenanalisis por colores (Wood 1966) por anchos equivalentes en la lınea de absorcion porındice espectral (Worthey 1994 Kauffmann et al 2003) y por caracterısticas de emisiontanto estelar como nebular (Leitherer et al 1995 Schaerer amp Vacca 1998 Mas-Hesse ampKunth 1991 Kewley et al 2001)

Un resultado claro de la sintesis espectral en el optico es la historia y evolucion de laformacion estelar de las galaxias tipo ULIRG2 que para el caso del sistema en colisionArp220 fue obtenida mediante el codigo Starlight (Cid Fernandes et al 2005) y pos-teriormente confirmada con el codigo Confit (Tadhunter et al 2005 Rodrıguez Zaurınet al 2007) y la obtencion de un chi-cuadrado χ2 entre las observaciones y los modelosde poblaciones estelares simples (J Rodrıguez Zaurın et al 2008) Con la obtencion dela sıntesis de la poblacion estelar del sistema Arp220 fue posible clasificar la poblacionestelar dominante en la region nuclear del sistema y confirmar con la literatura el origende la gran luminosidad de las ULIRG asociada a la interaccion entre galaxia y galaxia

El trabajo de J Rodrıguez Zaurın motiva a realizar una investigacion orientada ahora agalaxias tipo LIRGs3 del universo local (z le 02) como el sistema en fusion NGC6240que tiene una luminosidad de 3 5 times 1011 L en el infrarrojo (Yun amp Carilli 2002) y escatalogado como un nucleo activo (DePoy et al 1986)

1Funcion de Masa Inicial es una funcion de prueba que permite calcular cuanta masa puede tener unaestrella

2Galaxias ultraluminosas infrarrojas (ULIRGs) Untraluminous Infrared Galaxies con luminosidadLIR gt 1012L

3Galaxias luminosas infrarrojas (LIRGs) Luminous Infrared Galaxies con luminosidades entre LIR =1011 minus 1012L

INDICE DE FIGURAS 4 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

El objetivo de este trabajo consistio en recalibrar las lıneas de emision de los espectrosdel sistema NGC6240 que se encuentran contaminadas por las lıneas de absorcion pro-venientes de la formacion estelar de los espectros obtenidos por Rosa Gomez Delgadoinvestigadora adscrita al Instituto Astrofısico de Andalucia (IAA) mediante la obtencionsintetica de la componente estelar utilizando el codigo de sıntesis espectral Starlight ybases espectrales de Bruzual amp Charlot Para desarrollar este trabajo se llevo a cabo unarevision de los fundamentos de la espectroscopıa los cuales estan descritos en el primercapıtulo de este trabajo una caracterizacion del objeto con base en los reportes de laliteartura capıtulo dos y un analisis de la logica del codigo de sıntesis espectral Starlighta fin de encontrar los espectros que mejor reproducen el espectro original de NGC6240utilizando la biblioteca BC03 capıtulos tres y cuatro

Una vez se definio la base y la estructura del codigo se realizo una reduccion del espectrooriginal obteniendo un espectro caracterizado para las seis zonas mas cercanas al nucleoactivo y utilizadas como espectros de entrada en el codigo Starlight Para cada una de laszonas fue posible obtener el espectro sintetico de la poblacion estelar permitiendo carac-terizar la formacion estelar y a su vez recalibrar las lıneas de emision en sus flujos luegode la sutraccion de la componente estelar sintetica de cada zona del sistema NGC6240

INDICE DE FIGURAS 5 Marıa E Rojas A

CAPITULO 1

Fundamentos de Espectroscopıa

La constante agitacion de los atomos y moleculas al interior de materia que se encuentraa una temperatura superior a 3K ocasiona que esta emita radiacion termica ası cuandoun cuerpo se encuentra a una temperatura mayor que la temperatura de su entorno estese enfriara muy rapido debido a que la energıa de emision (del cuerpo) es mayor que laenergıa de absorcion (su entorno) este proceso ocurre hasta que se alcanza el equilibriotermico con el medio La radiacion emitida se puede analizar mediante el uso de un es-pectrometro el cual permite estimar la temperatura de un cuerpo y la composicion defrecuencias de la radiacion termica emitida Esta tecnica se denomina espectrometrıa

La informacion que se obtiene del estudio espectroscopico permite clasificar los cuerpossegun las caracterısticas de la emision que recibe un receptor en la direccion de observa-cion En la figura 11 se puede observar que a medida que el espectro descrito en la ley decuerpo negro de Planck viaja por el medio se presentan alteraciones en su forma segunla direccion de observacion es ası como para un observador A el continuo que provienede un objeto al atravesar un medio de menor temperatura presenta una disminucion enla intensisdad de la radiacion en la longitud de onda asociada a la transicion electronicagenerando lo que se conoce como lınea de absorcion mientras que un observador en ladireccion B recibe una intensidad de radiacion en una longitud de onda especıfica aso-ciada a una transicion electronica debida a la emision de un foton reflejado en lo que seconoce como lınea de emision Ambos procesos permiten interpretar las caracterısticasdel elemento quımico que se encuentra en el medio atmosfera o nube interestelar

En el presente capıtulo se presenta una breve revision de los conceptos inherentes a laespectroscopıa observacional

6

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

En+1

En

I()

I()

I()

Estrella A

B

Figura 11 Representacion de los procesos de emision y absorcion

11 Fundamentos

Espectro Continuo Representa la intensidad de radiacion de un cuerpo con relaciona la longitud de onda El comportamiento de la radiacion fue descrito por Plancken 1900 como la radiacion de cuerpo negro

ρT (ν)dν =8πν2

c3

ehνκT minus 1 (11)

donde ρT (ν) es el numero de fotones por unidad de volumen existente entre lafrecuencia ν y ν + dν h es la constante de Planck h = 663 times 10minus34 Jtimess κ laconstante de Boltzmann κ = 1 38 times 10minus23JK ν la frecuencia y T la temperaturaabsoluta y c la velocidad de la luz

En esta descripcion la energıa esta cuantizada es decir los atomos y las moleculassolo pueden tener unidades discretas de energıa E = hν y cada valor de energıarepresenta un estado cuantico diferente Atomos y moleculas emiten o absorbenenergıa en paquetes discretos tambien llamados fotones los cuales son emitidoscuando cambian de estado cuantico

Transicion electronica Proceso responsable del cambio de estado cuantico de unatomo o molecula El estado cuantico mas bajo puede ser el fundamental y losestados cuanticos altos los estados excitados Entonces una transicion electronica

11 FUNDAMENTOS 7 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

de un estado cuantico menor a un estado mayor esta asociado a una absorcionde un foton que produce la lınea de absorcion sobre el continuo Sin embargo elestado de excitacion por lo general es de corta duracion produciendo una transicionelectronica en sentido contrario de un estado cuantico mayor a uno de estado menorproduciendo la emision de un foton asociada a la desexcitacion y vista con una lıneade emision en una direccion arbitraria figura 12

Estados excitados

Estado Fundamental

Absorcioacuten

E

Emisioacuten

Figura 12 Transiciones entre los niveles de energıa

Perfil de Lınea Es el nombre que recibe la lınea espectral que observacionalmen-te no es infinitamente delgada sino que presenta un ensanchamiento que fısica ymatematicamente se explica a partir de

1 Ensanchamiento natural relacionado con el principio de incertidumbre de Hei-senberg ∆E∆t = ~ donde ~ es la simplificacion de h

2πsiendo h la contante de

PlanckEl Ensanchamiento natural es la medida de la energıa correspondiente a unatransicion en un tiempo t Matematicamente se expresa como

∆λ asymp λ2

2πc

(1

∆ti+

1

∆ti

) (12)

donde el diferencial energıa es Efoton = hcλ siendo c la velocidad de la luz

se considera del orden de 10minus6A

11 FUNDAMENTOS 8 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

2 Ensanchamiento Doppler debido a que en la nube de gas algunos atomos sealejan y otros se acercan al observador la contribucion total de radiacion sepuede desplazar al rojo y al azul como consecuencia del movimiento del gas enrotacion y se conoce como corrimiento al rojo (y al azul) z definido ası

z =λobservada minus λemitida

λemitida=

∆λ

λemitida= plusmn|vr|

c

donde vr es la velocidad radial en terminos de la velocidad mas probable en ladistribucion de Maxwell- Boltzman asociada a la temperatura local (T ) como

vr =

radic2κT

m

siendo κ la constante de Boltzmann y m la masa Por tanto el ancho de la lınease ve ensanchado matematicamen ası

∆λ =2λemitida

c

radic2κT

m (13)

3 Ensanchamiento colisional asociado a la interaccion de los atomos que se en-cuentran sometidos a altas presiones donde los niveles energeticos son altera-dos por los iones o electrones del ambiente ampliando la lınea debido a la altaprobabilidad de choque con atomos adyacentes Tal ensanchado esta dado por

∆λ =λ2

c

ησ

π

radic2κT

m (14)

donde 1ησ

es trayectoria libre media para colisiones

Entonces una transicion electronica se presenta en un intervalo de frecuenciasν = ∆E

h donde la intensidad de radiacion varıa en la vecindad de una frecuen-

cia central ν0 y se describe a traves de una funcion de probabilidad medianteun perfil de Lorentz o un perfil Gaussiano figura 13

Ancho equivalente (Wλ) es el ancho medido en A de una caja rectangular quecontiene un area igual a la contenida por un perfil de lınea espectral o el areamedida entre el nivel del continuo normalizado a la unidad con referencia cero

Wλ =

intfo(λ)minus fc(λ)

fc(λ)dλ (15)

donde fc(λ) es el flujo del continuo y fo(λ) es el flujo observado medido en A (figura14)

11 FUNDAMENTOS 9 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

F (υ)υο

Inte

nsid

ad d

e ra

diac

ioacuten

φ(υ)

Perfil de Lorentz

Perfil Gaussiano

Figura 13 Representacion grafica de un perfil de lınea

Ancho total a la mitad de la altura (FWHM por sus siglas en ingles) es el anchomedido a la mitad de la altura entre el continuo y el maximo del perfil de lınea y semiden en en A figura 14

Flujo Instantaneo es la energıa por unidad de tiempo que atraviesa un area dSobtenida al integrar la densidad de flujo espectral en todas las frecuencias posibles

F =

int π2

0

int 2π

0

I cos θ sen θdθdφ = πI (16)

siendo I la intensidad total emitida uniformemente en todas las direcciones Unaunidad de medida son los Janskys (10minus26 W mminus2 Hzminus1)

Luminosidad Se define como la energıa por unidad de tiempo emitida por una fuenteluminosa en todas las direcciones es decir en un angulo solido de 4π esteroradianesEn una radiacion isotropica la luminosidad se expresa como

L = 4πR2F (17)

donde F es la densidad de flujo que pasa a traves de una superficie que rodea lafuente luminosa a una distancia R por segundo su unidad de medida son ergs sminus1El termino 4π R2 corresponde al area superficial de la fuente luminosa obtenida dederivar el volumen de la esfera con respecto al radio

11 FUNDAMENTOS 10 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

FWHM

F2

F

120582[Å] 0

119865120582

W

0

FWHM

Figura 14 Representacion grafica de FWHM (Ancho total a la mitad de la altura porsus siglas en ingles)

Luminosidad Especıfica es la energıa en una frecuencia ν emitida por una fuentepor segundo

Lν = 4πR2Fν (18)

12 Espectros Astrofısicos

El espectro de una estrella o una galaxia contiene un continuo proveniente de la fuente yun espectro de lıneas superpuesta sobre el proveniente de las nubes en la vecindad de lafuente Todas las caracterısticas fısicas de estas nubes se adquieren con la interpretacionde las propiedades de las lıneas En el cuadro 11 se encuentran registradas las lıneas deemision y absorcion mas reportadas en la literatura con sus longitudes de onda especıficasen ellas sobresalen las lıneas de hidrogeno (serie de Balmer) lıneas de helio neutro lıneasde hierro doblete hidrogeno lınea de calcio ionizado (K) y la lınea del calcio neutro entreotras

En la figura 15 se observa el espectro de la galaxia NGC224 catalogada como una ga-laxia normal (Peimbert M amp Torres-Peimbert S 1981 Shuder J M Osterbrock DE1981 y Filippenko A V amp Sargent W L W 1988) en donde es posible encontrarlıneas anchas en las lıneas de Hα y Hβ asociadas a la alta velocidad del gas de la zonacentral

12 ESPECTROS ASTROFISICOS 11 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ [A] Lınea λ [A]

[O II] 3726032 [O III] 4958900

He I 3820000 [O III] 5006840

[NeIII] 3868760 C-C 5165000

K Ca-II 3933000 Fe II 5197570

H Ca-II 3968000 [O I] 6300304

HeI 4026000 [O I] 6363776

[S II] 4068600 [N II] 6548050

Fe II 4178862 Hα 6562819

Hδ 4101740 [N II] 6583460

Hγ 4340471 [S II] 6716440

Hβ 4861300 [S II] 6730810

Cuadro 11 Lıneas de absorcion y emision reportadas en la literatura

13 Nucleos Activos de Galaxias

Las galaxias con un nucleo activo (AGNs por sus siglas en ingles) son aquellas galaxiasque contienen una fuente central muy compacta altamente luminosa y emisoras de uncontinuo de gran cantidad de energıa y la presencia de intensas lıneas de emision El mode-lo que mejor describe las caracterısticas observadas en los AGNs es el Modelo Unificadoen donde se plantea que cada AGN contiene un agujero negro supermasivo en la regıoncentral (M amp 109M) y un disco de acrecion fuente del intenso continuo radiado Masdistante existe una region a la cual se le asocia la emision de lıneas denominada region delıneas anchas (BLR con vFWHM gt 100Kms) y mas distante una region de lınea delgadas(NLR con vFWHM lt 100Kms) rodeando un toro oscurecedor

Existen diferentes tipos de AGNs debido al registro de emision entre los que sobresalen

Galaxias Seyfert Objetos que presentan un nucleo brillante con lıneas de emisionproducidas por atomos en un amplio rango de ionizacion Un analisis espectral per-mitio categorizar estos AGNs en dos tipos Seyfert tipo 1 en donde se observan lıneasde emision anchas y Seyfert tipo 2 en donde se observan lıneas de emision estrechasestas galaxias se identifican segun la orientacion de observacion

Quasars AGNs que debido a sus distancias se observan como objetos muy brillantescon halos difusos estas son galaxias tıpicas en los primeros estadıos del universoaunque se encuentren tambien en el universo local

13 NUCLEOS ACTIVOS DE GALAXIAS 12 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

F λ[1

0-14

cm-2s-

1 Å-1]

0

2

4

6

8

λ[Å]3500 4000 4500 5000 5500

NGC224

Figura 15 Galaxia normal NGC224 fuente NED

LINERs (del ingles Low-Ionization Nuclear Emission-line Region) estas galaxiasson de baja luminosidad y sus espectros se asemejan a una tıpica galaxia Seyfert 2

En la figura 16 se presenta un espectro caracterıstico de un nucleo activo en el se puedeobservar que el continuo no responde a la ley de cuerpo negro y que ademas la intensidadde las lıneas de emision es superior a la intensidad de las lıneas de absorcion

F λ[1

0-17

cm-2s-

1 Å-1]

0

500

1000

1500

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Mkr699

Figura 16 Galaxia con nucleo activo MRK 0699 fuente SDSS

En algunas galaxias con nucleos activos tambien es posible encontrar intensa formacionestelar en la vecindad del AGN o en los brazos de la estructura huesped Esta actividadde formacion incrementa la emision en el infrarojo de manera que tambien se puedenclasificar como

13 NUCLEOS ACTIVOS DE GALAXIAS 13 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

LIRGs Galaxias Luminosas en el Infrarrojo (por su siglas en ingles Luminous In-frared Galaxies) con luminosidades L sim 1011L

ULIRGs Galaxias Ultra Luminosas en el Infrarrojo (por su siglas en ingles UltraLuminous Infrared Galaxies) presentan luminosidades L gt 1012L

Starburst galaxias que presentan una tasa de formacion estelar muy alta en un cortoperiodo de tiempo de la galaxia

13 NUCLEOS ACTIVOS DE GALAXIAS 14 Marıa E Rojas A

CAPITULO 2

Sistema NGC6240

NGC6240 (IC4625 UGC10592 MCG00-43-004 VV617 Psk1650+024) es un par inte-ractuante entre una galaxia elıptica y una galaxia ultraluminosa (IRAS 16504 0228)Fosbury amp Wall (1979) con dos nucleos en la region central Fried amp Schulz H (1983)Se encuentra a una distancia de 98 Mpc con ascension recta en 16h 52m 589s y declina-cion +02 24

prime03

primeprime desplazandose con una velocidad promedio de 7339 km sminus1

La morfologıa del sistema presenta una alteracion debida a la interaccion sin embargoSchulz et al (1993) detecta por primera vez la presencia de dos nucleos en la region cen-tral que segun las imagenes en el rojo de Dopita M A et al (2002) presentan fuertescolas de marea asociadas a la fusion hecho que llevo a catalogarla como un sistema demorfologıa compleja Observaciones en el optico han establecido que la separacion entrelos dos nucleos es de aproximadamente 16

primeprime(08 kpc) (Scoville NZ et al 2000) en

sentido norte-sur siendo el nucleo sur el mas brillante mientras que observaciones enradio calculan una separacion de 14

primeprime (Carral Turner amp Ho 1990) con una velocidad

de dispersion entre ellos de 229 km s minus1 (Tecza et al 2000 Genzel et al 2001)

El sistema NGC6240 posee una metalicidad aproximada de una decima solar (Oliva ampOriglia 1998) y es una fuente infrarroja ultraluminosa en donde el 99 de la lumino-sidad es bolometrica en el infrarrojo (Wright et al 1984 Soifer et al 1984) con unaluminosidad aproximada de 3 5times 1011 L (Yun amp Carilli 2002) de donde se estima queen un 50 a 75 es proveniente de un starburst (Genzel et al 1998 Rigopoulou etal 1999 Laurent et al 2000 Lutz et al 2003) mientras que el restante 25 o 50 proviene de la luminosidad del nucleo activo (Komossa et al 2003 Iwasawa amp Comastri1998 Vignati et al 1999 Iwasawa 1999 Matt 1999) derivado de los analisis en rayos Xen la lınea de emision de FeK a 64 keV para ambos nucleos y en la emision del continuo

15

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

a 100 keV

Un analisis del espectro en el optico muestra una fuerte emision en la lınea de [O III]y una debil emision en la lınea [O II] en el nucleo sur que se contrasta con una debilemision en la lınea [O III] y una fuerte emision en la lınea de [O II] del nucleo norteBarbieri C et al (1993) El espectro de NGC 6240 se destaca ademas por la relacionentre la lıneas de emision del hidrogeno molecular y la emision de [Fe II] en 164 micras(Becklin et al 1984 Rieke et al 1985 DePoy et al 1986) siendo la emision de Hα masfuerte al noroeste de la galaxia en contraste con la emision en el rojo al norte y al oestedel sistema El continuo puede ser descrito por modelos de absorcion con una instensidadaproximada de 650 mJy (Van Driel Wet al (2000)) debida a la emision nuclear directa(Vignati et al 1999 Netzer et al 1998)

Los estudios en el optico muestran que la emision de Hα se puede ver afectadas por laabsorcion asociada a la formacion estelar este hecho se refleja en la clasificacion paraeste sistema dentro de la taxonomıa de las galaxias activas ya que que su espectro sepuede clasificar como el de una galaxia con una region nuclear emisora de baja ionizacion(LINER) o Seyfert 2 (Kewley et al 2001 Goldader et al 1997a 1997b Kim et al 1995Veilleux et al 1995)

Existen varios estudios espectroscopicos del infrarrojo (IR) en la literatura (Doyon et al1994 Lester et al 1994) que muestran diferencias en la naturaleza de la poblacion estelarse considera que la poblacion estelar joven es la dominante del sistema Oliva et al (1999)

Otros estudios reportan poca actividad de H2O (Braatz et al 1997) sin embargo se con-firma la presencia de un perfil de absorcion en OH Baan et al (1985 1992) en dondealrededor de la mitad del flujo se concentra en una gruesa estructura de disco ubicadaentre el IR y el radio con una velocidad de 800 km sminus1 y un ancho total de lınea de 1400km sminus1 que revelan la complejidad de la dinamica de gases en este sistema debida a lagran perdida de masa que se aproxima a 500 M anominus1

Las recientes observaciones de NGC6240 realizado por el Satelite Chandra permitieroninvestigar el difuso halo galactico gracias a la emision de rayos X blandos en una regionde 110 times 80 kpc donde el gas tiene una temperatura aproximada de 75 millones deKelvin con una densidad estimada de 25 times 10minus3cmminus3 una masa total de 1010M unaluminosidad de 4 times 1041erg sminus1 y una metalicidad menor a 0 1Z Un analisis espectralespacialmente resuelto revela variaciones en la emision en Hα lo que implica un enri-quecimiento uniforme por parte de las supernovas de tipo II La evidencia observacionalapunta al aumento de la formacion de estrellas dentro de una gran abundancia de gasEmanuele Nardiniet al (2013)

16 Marıa E Rojas A

CAPITULO 3

Codigo de Sıntesis Espectral

Los astronomos han desarrollado algunos metodos para obtener informacion sobre la com-posicion de las estrellas y galaxias Uno de ellos es el analisis e interpretacion de los estadoselectronicos de los iones atomos y moleculas de las atmosferas de las estrellas y medio in-terestelar pertenecientes a una galaxia los cuales son reproducidos matematicamente a finde obtener espectros integrados que reconstruyen el espectro sintetico de la galaxia Hoyse tienen dos escuelas que describen la llamada sıntesis de poblacion estelar Evolutiva ySemi-empirıca En la primera escuela la sıntesis se obtiene al reproducir un biblioteca deespectros a partir de condiciones fısicas hipoteticas como historia de formacion estelarevolucion quımica y funcion de masa inicial sin embargo hay incertidumbre sobre las con-diciones fısicas reales de cada biblioteca En la segunda escuela la sıntesis es el resultadode una combinacion lineal de espectros de estrellas yo aglomerados con incertidumbre enla capacidad de las bases estelares para reproducir las condiciones diversas de las galaxiasGomes (2005)

El Dr Roberto Cid Fernandes desarrollo en 2005 un codigo de sıntesis mediante el al-goritmo Metropolis-Markov llamado Starlight Spectral Synthesis Code -Starlight el cualcombina linealmente elementos de bases estelares construidas a partir de observaciones yelementos de bases de poblaciones estelares simples teoricas con edad metalicidad y masadesarrolladas por Bruzual amp Charlot (2003) En este capıtulo se presenta la configuracionde las propiedades fısicas matematicas y computacionales del codigo Starlight

17

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

31 Modelo Fısico - Matematico

En la sıntesis espectral el espectro de una galaxia se compone de una combinacion linealde espectros de poblaciones estelares dentro de un espacio finito ξN con N componentesy elementos Lj(λ) (j = 1 N) Cada Lj es un espectro que depende de la poblacionestelar en un intervalo de longitud de onda λ La ecuacion principal del modelo de sıntesisespectral es

M(λ) =Nsumj=1

xjLj(λ) (31)

donde xj es el coeficiente de expansion y M(λ) es el espectro modelado de salida Laecuacion 31 puede expresarse como

M(λ)

M(λ0)=

Nsumj=1

xj

(Lj(λ)

Lj(λ0)

) (32)

donde se introduce la condicion de normalizacionsumN

j=1 xj = 1 que se cumplira en lalongitud de onda λ0 Ademas es posible interpretar que

M(λ) es el espectro modelo de prueba que a diferencia del espectro observado O(λ)puede consistir de unicamente lıneas de absorcion y un continuo

λ0 es la longitud de onda normalizada M(λ0) y Lj(λ0) son los valores del modelo

y espectro de la poblacion estelar j en λ0 Para este caso se considera λ0 = 4020 A

xj es el flujo monocromatico de la componente j en λ0 en el espacio ξN con extincionAV Al conjunto minusrarrx equiv (x1 xN) se llama el vector de poblacion e indica en lapractica la fraccion de luz debido a cada elemento N Por lo general esto no sumael 100 de la contribucion de luz

Lj(λ) es la poblacion estelar j del espacio ξN que comprende un elemento de labase Cada uno corresponde a una caracterıstica astrofısica bien definida (edad (tj)

metalicidad (Zj)) asociada a Lj medida en unidades L Aminus1 M

Para hacer un analisis funcional con el objeto de encontrar las relaciones del coeficiente xjes necesario una interpretacion matematica de los dos primeros items y una interpretacionfısica de los dos ultimos ası

1 Producto Interno como las funciones del espacio ξN son analıticas es necesariogarantizar que estas cumplan una relacion de ortogonalidad y ortornormalidad enun intervalo [a b] con respecto a una funcion de peso ε(λ) es decir

(Lm(λ) Ln(λ)) =

int b

a

Lm(λ)times Ln(λ)times ε(λ)dλ = Cmnδmn

31 MODELO FISICO - MATEMATICO 18 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

donde δmn es el delta de Kronecker y Cmn es una constante entonces si δmn es 1para todos los m y n se dice que el conjunto es ortonormal Por tanto

Nsumj

xj = 1 (33)

2 Extincion no se tiene en cuenta en el modelo Se sabe que la luz al atravesarun medio interestelar de gas o polvo presenta fenomenos de absorcion o dispersioncausando el llamado enrojecimiento del espectro el cual debe ser previamente co-rregido

3 Dispersion de velocidad es un proceso fısico debido a la dinamica estelar y estarelacionado con el corrimiento Doppler Ası el efecto neto sera el ensanchamiento delas lıneas de absorcion en el espectro observado (Oλ) efecto que debe ser corregidopreviamente

Incorporando las anteriores consideraciones la ecuacion 32 para un modelo fısico resulta

M(λ)

M(λ0)=

Nsumj=1

xj

(Lj(λ)

Lj(λ0)

)r(λ)otimesG(v σ) (34)

donde

r(λ) equiv 10minus04(AλminusAλ0) es el termino de extincion Aλ es la extincion del polvo en la

longitud de onda λ y Aλ0 es el enrojecimiento en la longitud de onda normalizadaλ0 En este trabajo se asume que la curva de extincion es similar a la de nuestragalaxia por eso se utilizara la ley de extincion de Cardelli et al (1989) Ademas seasume que todas las componentes estelares es decir cada elemento de la base sufreel mismo enrojecimiento AV

G(v σ) es una distribucion gaussiana de velocidades centrada en v con amplitudde dispersion σ Los espectros de base (L1(λ) LN) son convoluıdos1 (sımbolootimes) con G(v σ) para tener el ancho de las lıneas de absorcion y emision de M(λ)debidos a la cinematica estelar

1La convolucion transforma un espectro F (λ) a un espectro I(λ) dado por

I(λ) =

int +infin

minusinfinF

(λprime =

λ

1 + vc

)G(v v σ)dv (35)

31 MODELO FISICO - MATEMATICO 19 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

32 Modelo Computacional

La herramienta computacional que permitio realizar los calculos con la ecuacion 34 seencuentra disponible en wwwstarlightufscbr El codigo realiza una descomposicion deun espectro observado O(λ) sobre una base de espectros de poblaciones estelares simplescomo una combinacion lineal encontrando el mejor ajuste de M(λ) con relacion a O(λ)El ajuste a O(λ) se realiza a traves de la tecnica derivada de la mecanica estadısticaconocida como Simulated Annealing utilizada para encontrar los parametros mınimosmediante el algoritmo Metropolis - cadenas de Markov

χ2 equiv χ2 (minusrarrx M(λ0) Av v σ)) =

λfsumλi

(O(λ)minusM(λ))2 ω(λ)2 (36)

donde ω(λ)2 = eminus1λ es la funcion de peso expresada como la mascaraerror en cada λ

siendo cero para las longitudes de onda con flujos falsos o lıneas enmascardas λi es la lon-gitud de onda inicial y λf la longitud final de la suma en la funcion de χ2 Cid Fernandeset al (2004)

El ajuste se realiza en cuatro etapas

1 Primeros ajustes (First Fits FF) Hace un amplio barrido del espacio de parametros

Programa de enfriamiento el algoritmo pasa a traves de la base N disminu-yendo la temperatura iniciando desde la mas caliente hasta un valor mınimode temperatura definido en el archivo de configuracion siguiendo la funcionde probabilidad de Boltzmann y utilizando el criterio Metropolis planteado enCid Fernandes et al (2004b)

Adaptacion de la funcion peso Ajusta el peso de forma dinamica segun laeficiencia de las temperaturas aceptadas Cid Fernandes et al (2004b)

Criterios de convergencia centralizado en el valor adimensional el cual dacuenta de la convergencia de las cadenas asociado a cada elemento de la baseGelman y Rubin et al (1992)

Parametros cinematicos se define un valor para v y σ que se mantiene cons-tante en todo el algoritmo Metropolis Cid Fernandes et al (2004b)

2 Correcciones (Clip amp Refit) permite comprobar el peso asignado a cada punto res-pecto al espectro de entrada estableciendo el NSIGMA de ajuste

3 Apropiacion (Burn-In) es considerada la ultima etapa de Starlight ya que tomatodas las cadenas de Markov construidas en el paso anterior que tengan mayorpeso para encontrar ası el mejor ajuste de un espectro de entrada respecto a cadacadena

32 MODELO COMPUTACIONAL 20 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

4 Ultimos ajustes (EX0) desecha los componentes irrelevantes de la base N y afina elajuste generando el archivo de salida

33 Bases Espectrales

Una base espectral utiliza poblaciones estelares simples (SSPs) representadas mediantecumulos de estrellas que nacen a partir de una misma nube de gas con composicion quı-mica homogenea a traves de una formacion estelar intensa y caracterizada por tener unaedad y metalicidad bien definida

Definir las componentes N de la base es de vital importancia para que los resultadostengan alguna conexion con la realidad por ejemplo si se desea identificar la edad delas componentes estelares de una galaxia es necesario que la base precise dentro de susparametros la edad o metalicidad de cada N

331 Construccion de una Poblacion Estelar Simple (SSPs)

El metodo para generar la base de poblaciones estelares contiene tres componentes prin-cipales

1 Observaciones reunidas en bibliotecas estelares de espectros Estas varıan segun latemperatura y la luminosidad de las estrellas de acuerdo con las regiones que sepueden establecer en el diagrama Hertzsprung-Russell (HR)

2 Modelos teoricos de trayectorias evolutivas Estas predicen como serıa la evolucionde las estrellas en un diagrama HR que aportan a la formalizacion de una poblacionestelar

3 Funcion de masa inicial (FMI) φ(m) Pondera el numero de estrellas de masa entrem y m + dm independiente del tiempo y normalizada como

intmφ(m)dm = 1

El espectro de una estrella de masa m que depende de la longitud de onda λ la metali-cidad Z y la edad tprime definido por I(λm t

prime Z) en luminosidades solares [L] y con untiempo de vida τ(m) se define como

I(λm tprime Z) =

f(λm t

prime Z) si tprime le τ(m)

0 si tprime gt τ(m)(37)

donde f es una funcion de λm tprime y Z

Ahora se define

Ψ(tprime) tasa de formacion estelar

33 BASES ESPECTRALES 21 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Z(tprime) ley de enriquecimiento quımico

si se tiene una nube de gas con formacion estelar donde despues de un tiempo de vidat se tienen varias estrellas de distintas masas con edad tprime se debe satisfacer la relaciontprime le t ya que las estrellas no pueden ser mayores que el sistema Sin embargo las estre-llas con edades tprime nacieron en un tiempo t minus tprime donde la tasa de formacion estelar y elenriquecimiento quımico son diferentes de las actuales

El numero de estrellas con edad entre tprime y tprime+dtprime y masas entre m y m+dm en un tiempot esta dada por

dN(t) = Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdtprime (38)

Si la metalicidad esta dada por Z(tminus tprime) la suma de los espectros de las estrellas de edadentre tprime y tprime + dtprime y de masas entre m y m+ dm en el tiempo t es

I total(λm tprime Z(tminus tprime)) = I(λm t

prime Z(tminus tprime))times dN(t)

I total(λm tprime Z(tminus tprime)) = I(λm t

prime Z(tminus tprime))Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdtprime (39)

El espectro total en el tiempo t teniendo en cuenta todas las estrellas con masas entre ellımite inferior de las masas estelares (Mupp) y el lımite superior de masas estelares (Mlow)es

I(λ t) =

int t

0

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(tminus tprime))Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdt

prime (310)

Esta es la ecuacion general para crear un espectro l(λ t) de poblaciones estelares sujetoa una tasa de formacion estelar y a un enriquecimiento quımico determinado Por tantopara formar una poblacion estelar simple con una metalicidad Z y una edad t bien definidasolamente es necesario establecer Ψ(tminus tprime) como

Ψ(tminus tprime) = C times δ(tminus tprime) (311)

donde C es una constante de dimensiones [C] equiv [M] y δ(t minus tprime) equiv [anominus1] Luego laecuacion 310 se reemplaza por

I(λ t) =

int t

0

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(tminus tprime))Cδ(tminus tprime)φ(m)dmdt

prime (312)

Por tanto el espectro con una metalicidad definida en un tiempo tprime = 0 es

I(λ t) = C

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(0))φ(m)dm (313)

Con una poblacion estelar simple es posible generar los elementos de la base a partir dela ecuacion 313 como

33 BASES ESPECTRALES 22 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

L(λ t Z(0)) =I(λ t)

C

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(0))φ(m)dm (314)

L(λ t Z(0)) puede ser llamado Lj(λ) cuando t = tj y Z(0) = Zj con unidades [Lminus1Mminus1

]Por lo tanto el termino Lj(λ) se puede expresar como

Lj(λ) asympsumi

I(mi tj Z(j))φ(mi)∆mi donde τ(mi) le tj (315)

indicando que para calcular Lj(λ) se suman los espectros individuales de estrellas de unabiblioteca estelar dada a lo largo de una edad tj y metalicidad Zj por una funcion de masainicial

332 Modelos de Poblaciones Estelares Simples

Los espectros de las estrellas Lj(λ) se agrupan en diferentes modelos de poblaciones es-telares simples (SSPs) difiriendo en el conjunto de bibliotecas estelares y requerimientosevolutivos pero todos utilizan la funcion de masa de Chabrier (2003)

Υ(logm) prop

exp[minus

(logm minus logmc)2

2σ2

] si m le 1M

mminus13 si m gt 1M

(316)

con mc = 0008 y σ = 0069 Esta funcion de masa indica la cantidad de estrellas en unintervalo logarıtmico de masa 2

Los modelos utilizados son

STELIB (Stellar Library) contiene 249 estrellas observadas entre 3200A - 9500A yresolucion espectral de 3A (Le Borgne et al 2003)

2 podemos reemplazar φ(m) con la condicion de normalizacionint Mupp

Mlow

mΥ(logm)d logm = 1 (317)

con d logm

dm= 1

m ln 10 = d logm

dm= log e

m tenemos

log e

int Mupp

Mlow

Υ(logm)dm =

int Mupp

Mlow

mφ(m)dm = 1 (318)

por tanto

φ(m) = log eΥ(logm)

m (319)

33 BASES ESPECTRALES 23 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Nombre Metalicidad [Z] Fuente

Padova 1994 0001ndash 010 Alongi et al (1993)

Bressan et al (1993)

Fagotto et al (1994a)

Fagotto et al (1994b)

Girardi et al (1996)

Padova 2000 00004 ndash003 Girardi et al (2000)

Geneva 002 Schaller et al (1992)

Charbonnel et al (1996)

Charbonnel et al (1999)

Cuadro 31 Trayectorias Evolutivas usadas en BC03 Fuente BC03

MILES (A Medium Resolution INT Library of Empirical Spectra) Contiene 985estrellas observadas entre 3200A - 7500A y resolucion media de 23A (Sanchez-Blazquez et al 2006)

Granada contiene 1654 espectros estelares compuestos con modelos de atmosferaestelar entre 3000A - 7000A y resolucion espectral de 03A (Martins et al 2005)

Bruzual amp Charlot (2003 BC03) Contiene 26 modelos de base con SSPs calculadosutilizando trayectoria evolutiva de Padova 1994 (Alongi et al 1993 Bressan et al1993 Fagotto et al 1994 Girardi et al 1996) cada base contiene 221 espectros dealta resolucion con edades desde t = 0 a t = 20 Giga anos en un rango de 3200A -9500A en unidades de LAminus1 Mminus1

13 de estas SSPS utilizan la FMI de Chabrier(2003) con Mlow = 01 M y Mupp = 100 M normalizados a una masa total de1M en las estrellas a la edad t = 0 las otras 13 SSPs son analogos Salpeter

Para este trabajo se adapto la base de poblaciones estelares simples de la biblioteca deBruzual e Charlot (2003 BC03) que se basa en trayectorias evolutivas y en bibliotecasde espectros estelares descritas en la tabla 31 32 y 33 La mayorıa de los resultadospublicados de Starlight usan este modelo por su amplia gama en edades y metalicidades

Para reproducir la formacion estelar de NGC6240 se utiliza una base que contiene 200SSPs con edades entre 2 times 106 y 13times1010 anos con resolucion de 3A en un rango de3200A a 9500A para las metalicidades de 02Z (m42) 04Z (m52) 1Z (m62) y 25Z(m72) con rutas evolutivas de Padova 1994 libreria STELIB 2003 y funcion masa inicialde Chabrier (2003) mostrados en el cuadro anexo 71 y visualizados en la figura 31 Ca-da una de las figuras representa una metalicidad de la base con sus respectivos 50 SSPscorrespondientes a diferentes edades En ellas es posible observar que los espectros se

33 BASES ESPECTRALES 24 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Nombre Tipo Intervalo de Resolucion Intervalo de Fuente

longitud de onda metalididad

BaSeL teorica 91 A a 160 micro m 300 105Z a 10Z Kurucz (1995 pc)

Bessel et al (1989)

Bessel et al (1991)

Fluks et al (1994)

Allard amp Hauschidt (1995)

Rauch (2002)

STELIB observacional 3200A a 9500A 2000 - 20 lt[FeH] lt050 Le Borgne et al (2003)

Pickles observacional 1205A a 25 micro m 500 Z Pickles (1998)

Fanelli et al (1992)

Cuadro 32 Bibliotecas de espectros estelares de BC03 Fuente BC03

Nombre Calibracion Fuente

BaSeL 10 teorica Lejeune et al (1997)

Lejeune et al (1998)

BaSeL 22 semi-empırica Lejeune et al (1997)

Lejeune et al (1998)

BaSeL 31 semi-empırica Westera (2000)

Padova 2000 00004 a 003 Westera et al (2002)

Cuadro 33 Diferentes calibraciones basadas BaSeL Fuente BC03

33 BASES ESPECTRALES 25 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

distribuyen desde la poblacion estelar de mayor temperatura en la parte superior hastalas mas frıas en la parte inferior cada espectro se encuentra calibrado por flujo y sonnormalizados a la unidad de masa solar (M)

Otra caracterıstica de la base BC03 es que no reproduce las lıneas de emision observadaspor lo tanto solo es posible reproducir las lıneas de absorcion debidas a la formacionestelar Es entonces donde el codigo requiere enmascarar o definir rangos de longitud deonda que correspondan a las lıneas de emision con el fin de aumentar la sensibilidaddel ajuste y encontrar ası la componente de absorcion que puede estar siendo opacadapor las lıneas de emision del mismo intervalo Para este trabajo se utiliza la mascarageneral dispuesta dentro del codigo adaptada en la tesis doctoral Natalia Vale Asari(2005) donde se enmascaran la lıneas de emision mas fuertes La mascara esta basada enlos trabajos de Gonzalez-Delgado et al (1995) Pastoriza et al(1993) Benjamin et al(1999) y Zhang et al (2005) y en regiones problematicas de la base de Bruzual y Charlot(2003) asociadas a efectos turbulentos entre 6845A - 6945A y entre 7550A - 7725A y laregion entre 7165A -7210A debida a errores sistematicos La mascara general detallada sepuede ver en la tabla anexa 72

33 BASES ESPECTRALES 26 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

02 Z∘

Log(L λ)[L ∘Å-

1 M∘-

1 ]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

04 Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

file=357911131415171921232527293133353639414345474951535557596163

(a) (b)Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

file=357911131517192123252729313335373941434547495153555759

25Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

y136y135y132y131y130y129y128y127y125y122y121y120y119y118y117y116y115y114y109y106y98y95y94y93y92y90y88y89y97y86y85y84y83y81y59y58y57y56y55y54x51y51y49x48y48y47y46y40y39

(c) (d)

Figura 31 Espectros de SSPs del modelo BC03 Bruzual amp Charlot 2003 para diferentesmetalicidades (a) 02Z (m42) (b) 04Z (m52) (c) 1Z(m62) (d) 25Z(m72) cadametalicidad contiene 50 SSPs con edades entre 2times 106 y 13times 1010 anos Resolucion de3A

33 BASES ESPECTRALES 27 Marıa E Rojas A

CAPITULO 4

Extraccion y Analisis de Espectros

El espectro original se obtuvo con el espectrografo ISIS del telescopio William Herschel de4 2m (WHT) instalado en la Palma (Canarias) utilizando las configuraciones R300B -CCD EEV 12 y R316R - CCD MARCONI2 para los brazos azul y rojo respectivamenteentre 3000A- 5000A y 5000A - 7800A con una escala de 149 segundos de arcomm alo largo de la hendidura El espectro fue cedido por la doctora Rosa Gomez Delgadodel Instituto de Astrofısica de Andalucia Los detalles de la observacion se encuentranregistrados en la tabla 41

Fecha Brazo CCD+gratting Slit PA Slit width (arcsec) texp[sec]

20050910 Red MARCONI2+R316R 88593063 1237020 900

20050909 Blue EEV12+R300B 88620857 1237020 900

Cuadro 41 Resumen de las observaciones espectroscopicas de NGC6240

41 Reduccion

En un espectro obtenido con una apertura donde no es posible identificar cual es lazona espacialmente localizada se hace necesario encontrar la orientacion espacial a fin deajustar la imagen espectral respecto a una imagen fotografica de orientacion conocida Estareorientacion fue realizada por Rosa Gomez Delgado y Mario A Higuera G con rutinas deIRAF (Image Reducction and Astronomical Facilities ver httpwwwirafcom) tomandocomo imagen fotografica de referencia la dispuesta en la base del Telescopio EspacialHubble (HST) ver httphubblesiteorggallery

28

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Figura 41 Reduccion espectral para el filtro Rojo separacion espacial fuente Mario AHiguera G

Un vez reorientado el espectro original se realizo una separacion de la cantidad de luzque paso a traves de la apertura del instrumento para los filtros rojo y azul a lo largodel rango espacial definido En la apertura espacial aparecen todas las fuentes de emisionpresentes en el momento del registro Al visualizarlas con la rutina apall de IRAF figura41 se separan las regiones de estudio

El analisis permito identificar y reducir seis zonas en total para cada filtro que al sersuperpuestas con la imagen fotografica espacial de NGC6240 se distiguieron ası zona Inucleo del sur zona II proximidad hacia el sur de la zona I zona III proximidad hacia elnorte del registro fotografico zona IV nucleo del norte zona V seccion intermedia entrelos dos nucleos y finalmente la zona VI estrella de calibracion

De todas las zonas se obtuvo un espectro para cada filtro estos fueron normalizados ypromediados con el fin de dar unicidad y ası permitir visualizar un espectro del visible enun rango entre 3200A y 7200A para todas las zonas Los espectros obtenidos se corrigieronpor Doppler (z = 0024480 NED ver httpnedipaccaltechedu) y exceso de colorasociado al polvo segun Cardelli et al (1989) en donde

E(BminusV ) = minus232 log

(Rint

Robs

)siendo Rint = 31 y Robs =HαHβ la relacion de flujos previamnete calibados de las lıneasHα y Hβ medidos por tecnica de separacion en LINER1

1LINER herramienta computacional del reporte interno de Richard W Pogge la cual utiliza una

41 REDUCCION 29 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Figura 42 Imagen fotografica del HST de NGC6240

Los espectros al final de la reduccion que se utilizaron para este trabajo se presentan enla figura 43

Al realizar el analisis de cada una de las zonas reducidas se encuentra que las zonas Iy IV presentan espectros asociados a nucleos activos las zonas II y III corresponden alas regiones adyacentes de estos nucleos que debido a su baja razon senal-ruido no serananalizadas en este trabajo la zona V corresponde a la zona intermedia debida a la fuertecomponente estelar presente en el espectro y finalmente la zona VI presenta un espectrocaracterıstico de una estrella identificada en la imagen fotografica que se utiliza comopatron de referencia figura 42

tecnica que define un continuo arbitrario sobre el cual es posible marcar el centro esperado de una lıneasobre un espectro esto permite adquirir los valores de λ centro de lınea FWHM ancho equivalente yflujo de las lıneas tanto de emision como de absorcion

41 REDUCCION 30 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

0

2eminus13

4eminus13

6eminus13

8eminus13

λ[Å]4000 5000 6000

Zona I

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

0

2eminus16

4eminus16

6eminus16

8eminus16

1eminus15

12eminus15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona II

(a) (b)

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

minus2eminus16

minus1eminus16

0

1eminus16

2eminus16

3eminus16

4eminus16

λ[Å]3000 4000 5000 6000 7000

Zona III

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

0

5eminus14

1eminus13

15eminus13

2eminus13

25eminus13

3eminus13

35eminus13

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona IV

(c) (d)

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

minus1eminus16

0

1eminus16

2eminus16

3eminus16

4eminus16

5eminus16

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona V

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

2eminus17

4eminus17

6eminus17

8eminus17

1eminus16

12eminus16

λ[Å]4000 5000 6000 7000

ZonaVI

(e) (f)

Figura 43 Espectros reducidos del visible para NGC6240 (a) Zona I (b) Zona II (c)Zona III (d) Zona IV (e) Zona V (f) Zona VI

41 REDUCCION 31 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

42 Caracterizacion

Los espectros de las zonas I y IV son caracterizados por los valores de λ centro de lıneaFWHM ancho equivalente y flujo de las lıneas de absorcion y emision los cuales se puedenobservar en las tablas 42 y 43 para cada zona respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259856 141934 121105 932365

He I lowast 3820000 38243220 240649 -368885 -331320

[Ne III] 3868760 38665283 196365 960760 849525

K-Ca II lowast 3933000 39298906 825863 -438132 -378235

H-Ca II lowast 3968000 39671277 970000 -270968 -230588

He I 4026000 40302915 870264 207639 172326

[S II] 4068600 40671338 613711 167254 136787

Fe II 4178862 41774009 188631 0157450 0123046

Hδ 4101740 41114917 365668 0608985 0489181

Hγ 4340471 43366045 920191 176589 128710

Hβ 4861300 48590737 156186 132648 538800

[O III] 4958900 49586538 303193 112192 394091

[ OIII] 5006840 50054878 217619 263052 856364

C-C lowast 5165000 51681416 204788 -181874 -0543207

Fe II 5197570 51986562 182212 770700 227194

Na-I(D) lowast 5892000 58881143 119381 -971280 -202980

[O I] 6300304 62998452 208984 297493 540325

[O I] 6363776 63638130 213094 886981 157329

[N II] 6548050 65467163 236476 372079 629095

Hα 6562819 65614551 236476 988640 172153

[N II] 6583460 65830864 236476 950283 194036

[S II] 6716440 67180718 184565 402939 743104

[S II] 6730810 67330210 184565 288223 514382lowast Lınea de absorcion

Cuadro 42 Lıneas identificadas en la Zona I de NGC6240

En la caracterizacion de las dos zonas sobresale una significativa emision de Hβ [OIII]5007A Hα y [NII] 6585A asociadas a la formacion estelar o actividad del nucleo galacticoTambien es posible observar la presencia de lıneas de emision de HeI [OI] en conjuntocon la serie de Balmer Ası mismo fue posible medir la lınea de emision [OII] en 3727Ajunto con las lıneas de H-Ca K-Ca

42 CARACTERIZACION 32 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3728815 37295811 139871 980735 752002

[Ne III] 3868760 38702319 202032 129640 988668

K-Ca II lowast 3933000 39331504 649803 -303453 -241752

H-Ca II lowast 3968000 39680195 689754 -287500 -234462

G-banda lowast 4301000 43048105 301566 -703450 -553622

Hγ 4340471 43404194 808685 104001 0771791

Hβ 4861300 48625376 157743 105704 477370

[O III] 4958900 49602510 204316 867190 374412

[O III] 5006840 50088350 156499 203541 858706

C-C lowast 5165000 51694761 221025 -478236 -186147

[O I] 6300304 62999092 223367 346819 593403

[O I] 6363776 63637612 260837 125170 209970

[N II] 6548050 65507192 180655 374786 791877

Hα 6562819 65663501 180655 788344 165570

[N II] 6583460 65867407 180655 101594 211693

[S II] 6716440 67188540 132432 320833 634206

[S II] 6730810 67328965 185795 414013 81368lowast Lınea de absorcion

Cuadro 43 Lıneas identificadas en la Zona IV de NGC6240

42 CARACTERIZACION 33 Marıa E Rojas A

CAPITULO 5

Espectroscopıa Sintetica

Ajustada la sintesis de poblacion estelar inherente al codigo Starlight se estudio la galaxiaNGC6240 y se obtuvieron propiedades fısicas tales como la composicion estelar a lo largode la historia de la formacion estelar de la galaxia bajo la biblioteca de Bruzual y Char-lot (2003) parametros cineticos como extincion por polvo AV y el vector de poblacionestelar en terminos de una fraccion de luz(xj) obtenidos con la interprestacion del porcen-taje de formacion estelar sintetica y las caracterısticas de las lıneas de absorcion obtenidas

51 Sıntesis espectral

Con el fin de encontrar la sintesis de la poblacion estelar de los dos nucleos del sistema encolision NGC6240 se ejecuto el codigo Starlight para las zonas en las que era posible vi-sualizar la regiones centrales de cada nucleo zonas I y IV Con estos espectros de entradase ejecutaron las combinaciones lineales de la base de Bruzual y Charlot (2003) para lasmetalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z individualmente con esto se identificaron laspoblaciones estelares que contribuıan en la reproduccion sintetica de cada zona Con baseen estos resultados parciales finalmente se construyo la base que mejor representa cadazona respectivamente Esta contiene 200 poblaciones estelares con edades entre 2 times 106

y 13times1010 anos resolucion de 3A en un rango de 3200A a 9500A con metalicidades de02Z 04Z 1Z y 25Z rutas evolutivas de Padova 1994 libreria STELIB y funcionmasa inicial de Chabrier (2003)

La busqueda del mejor ajuste entre el espectro de entrada y el espectro de salida se centroen disminuir al maximo el valor de la relacion [chi2Nleff ] la cual relaciona el valor delχ2 de cada valor de λ Otro valor que se tuvo en cuenta fue la desviacion media porcentual

34

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

de todos los pıxeles con relacion al espectro de entrada [adev( )] los mejores valores seregistraron en la tabla 51

Parametro Zona I Zona IV

[chi2Nleff ] 137545 113193

[adev( )] 638644 446156

Cuadro 51 Calidad del ajuste de Starlight

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

Figura 51 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral I de NGC6240 (trazo negro)

Los espectros de la formacion estelar logrados con este ajuste se muestran en las figuras51 y 52 en donde el trazo rojo representa la formacıon estelar asociada al espectro deentrada representado con el trazo negro de las zonas I y IV respectivamente

En estas figuras se puede observar una componente de absorcion sintetica por cada lıneade emision observada del espectro de entrada como es el caso de las lıneas en la longitudde onda de 3740A 3796A 3837A 3887A 3933A 3969A 4098A 4338A 4100A 4339A4860A 6548A las cuales corresponde a transiciones electronicas conocidas y definidas enel cuadro 11

51 SINTESIS ESPECTRAL 35 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

ObservadoSinteacutetico

Figura 52 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral IV de NGC6240 (trazo negro)

51 SINTESIS ESPECTRAL 36 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

52 Sustraccion espectral

Un vez definida la formacion estelar de cada una de la zonas espectrales se realizo unasustraccion de la formacion estelar asociada a cada zona con el fin de descontaminar elespectro de emision del nucleo activo filtrando ası un espectro de mejores caracterısticasel cual es posible observar en el trazo azul de las figuras 53 y 54

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 53 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral I de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral I de NGC6240 (negro)obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z(b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 37 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 54 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral VI de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral IV de NGC6240(negro) obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Zy 25Z (b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 38 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

53 Caracterizacion espectral

Cada uno de los espectros se caracterizo con la identificacion de todas las lıneas de emisionpresentes en ellas una vez realizada la sustraccion mediante un ajuste de tipo gaussianodefinido en un continuo aleatorio en el software LINER siendo posible obtener el centrode lınea el ancho total a la mitad de la altura (FWHM) y el flujo total visualizados enlas tablas 53 y 53 para las zonas I y IV respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259714 145056 273839 953139

H11 3770630 37686479 440904 425545 149716

H10 3797898 37960681 401993 326624 112110

H9 3835384 38334482 367421 376538 124836

[Ne III] 3868760 38685388 179806 168928 541474

K Ca-II lowast 3933000 39294148 131932 -206818 -623528

H Ca-II 3968000 39691155 446669 468596 135456

He I 4026000 40263750 264590 900988 244257

[S II] 4068600 40721025 240745 173767 446216

Hδ 4101740 40978579 169919 276703 688289

Hγ 4340471 43382275 130266 353231 612874

Hβ 4861300 48594336 151258 -677140 792772

[O III] 4958900 49571484 182238 -129678 227669

[O III] 5006840 50056445 189935 -360470 737521

Fe II 5197570 51990830 217043 -909013 291244

[O I] 6300304 62998164 236848 -365105 644235

[O I] 6363776 63634268 280102 -542065 239085

[NII] 6548050 65466426 250518 -330128 652055

Hα 6562819 65614375 250518 -114643 186725

[N II] 6583460 65836201 250518 -195511 214778

[S II] 6716440 67192485 222886 -472177 102774

[S II] 6730810 67358408 222886 -280570 502474lowast Lınea de absorcion

Cuadro 52 Lıneas de Emision Zona I de NGC6240

531 Clasificacion de NGC6240

Para clasificar a NGC6240 entre los tipos de nucleo activo descritos en la literatura seutilizo las razones de flujo para la ubicacion de este sistema en el diagrama BPT (Bald-win Phillips amp Terlevich 1981) descrito en Cid Fernandes et al (2010) como la mejorseparacion entre galaxias tipo Seyfert LINER y de formacion estelar fuerte mediante la

53 CARACTERIZACION ESPECTRAL 39 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[ O I] 3726032 37296033 143969 -221934 787713

[Ne III] 3868760 38706140 118089 -233171 399531

K Ca-II lowast 3933000 39330952 120923 341232 -383848

S II 4076349 40792864 693475 913706 854107

Hδ 4101742 41004019 936462 679737 301683

Fe II lowast 4303176 43052456 192020 -119689 -283858

Hγ 4340471 43394087 100879 155567 419237

Hβ 4861300 48617803 144197 -647377 680787

[O III] 4958900 49606152 172003 -194691 316305

[O III] 5006840 50090156 161854 -479744 914152

[O I] 6300304 63029087 178476 -155210 621454

[O I] 6363776 63667563 189027 334244 199334

[N II] 6548050 65512285 184697 -152528 896611

Hα 6562819 65665557 184697 -1004495E+06 173249

[N II ] 6583460 65869326 184697 711567 217207

[S II] 6716440 67182754 122346 -459232 516263

[S II] 6730810 67316655 212515 -152349 100130lowast Lınea de absorcion

Cuadro 53 Lıneas de Emision Zona IV de NGC6240

relacion de los flujos de las lıneas de emision de Hα Hβ [NII]λ6584 y [OIII]λ5007 enlog([NII]λ6584 Hα) y log([OIII]λ5007Hβ) que para el caso de la region VI es

log([NII]λ6584 Hα) =020

y

log([OIII]λ5007 Hβ) =-028

lo que ubica a NGC6240 en el diagrama BPT dentro de las galaxia tipo LINER en con-cordancia con el catalogo de Veron-Cetty de (2006)

54 Propiedades fısicas de NGC6240

Los parametros derivados del mejor modelo de la sıntesis permiten adicionalmente calcu-lar y encontrar algunas propiedades fısicas de la galaxia tabla 54 A partir de cada unode estos parametros fue posible asociar las siguientes propiedades

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 40 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Parametro Definicion Zona I Zona IV

[summinus of minus xj( )] Vector de poblacion estelar 9422336 9897032

[Miniminus tot] Fraccion de masa 846570E+02 706677E+03

[Mcor minus tot] Logaritmo de la masa estelar [M] 613714E+02 363687E+03

[v0minusmin(kms)] -11323 -13292

[vdminusmin(kms)] 4700 8439

[AV minusmin(mag)] Atenuacion del polvo [magnitud] -10000 -10000

Cuadro 54 Calidad del ajuste de Starlight

Zona OSP IPS YPS

I 0 176488 765745

IV 06582 355544 614753

Cuadro 55 Porcentaje de formacion estelar sintetica de NGC6240 poblacion estelar joven(YSPs) t le 0 1 Giga anos poblacion estelar con edad intermedia (ISP) 0 1 lt tISP le 2Giga anos la poblacion estelar con edad superior (OSP) 125 Giga ano Rodrıguez ZaurınJ et al (2008)

EdadLa interpretacion del termino [summinus of minus xj( )] vector poblacion xj discutido enla seccion 31 permitio clasificar la poblacion estelar sintetica en i poblacion estelarjoven (YSPs) con componentes estelares de edad t le 0 1 Giga ano ii poblacionestelar con edad intermedia (ISP) con componentes de edad entre 0 1 lt tISP le 2Giga ano y iii poblacion estelar con edad superior (OSP) con componentes de edadmayor que 12 5 Giga ano Rodrıguez Zaurın J et al (2008) Es entonces como alrealizar un tabulacion de este vector en la sıntesis de NGC6240 se puede concluirque mas del 60 de la poblacion estelar corresponde a poblacion estelar joven elporcentaje de cada componente segun la zona se especifica en la cuadro 55

MetalicidadEl porcentaje de las metalicidades empleadas para reproducir el sistema NGC6240fueron tabulados en el cuadro 56 Se puede concluir que existe una contribucion depoblacion estelar de tipo frıo K o M ya que la metalicidad de este tipo de poblacioneses aproximadamente cero mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para lazona IV pertenecen a poblaciones mas calientes de tipo espectral O y M

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 41 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Zona 02Z( ) 04Z( ) 1Z( ) 25Z( )

I 219 3618 5583 00002

IV 1289 4501 4105 0

Cuadro 56 Porcentaje de la metalicidad media en la sıntesis de NGC6240

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 42 Marıa E Rojas A

CAPITULO 6

Conclusiones

Del mapeo de la galaxia NGC 6240 se logro extraer un espectro de buenas caracte-rısticas correspondiente a las zonas I y IV las cuales responden a las zonas espacialesde los nucleos de la galaxia mientras que para las demas zonas es necesario aunrealizar algunas reducciones con mayor detalle para lograr ası eliminar el alto ruidopresente en los espectros

Sobre los espectros espacialmente definidos se realizo una extraccion que permitioidentificar las lıneas de emision y absorcion presente en la zonas I y IV

Con base en la combinacion de las bases de poblaciones estelares de Bruzual GCharlot S (2003) se construyo un espectro sintetico de buenas caracterısticas conla ejecucion de Spectral Synthesis Code -Starlight Cid Fernandes R (2005) en laszonas I y IV

Se realizo una sustraccion entre el espectro observado y el espectro sintetico a fin deeliminar la componente de absorcion asociada con la formacion estelar reproducidacon el espectro sintetico obtenido dando origen a una tabla de flujos reales de lıneasde emision que no habıan sido posible medir debido a la superposicion de las lıneasde absorcion asociadas a la actividad de formacion estelar de la galaxia huesped

La poblacion estelar presente en el espectro sintetico de NGC 6240 segun la literaturade Rodrıguez Zaurın J (2008) es una poblacion estelar joven con edades entret le 0 1 Giga ano con un porcentaje del 765745 en la zona I y 614753 enla zona IV La poblacion estelar con edad intermedia entre 0 1 lt tISP le 2 Gigaano presentan un porcentaje mas bajo del 176488 y 355544 en las zonas I yIV respectivamente Mientras que la poblacion estelar mayor de 125 Giga ano notienen asociado ningun porcentaje en la contribucion del espectro sintetico

43

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Existe una poca contribucion de poblacion estelar de tipo frıo K o M en NGC6240ya que la metalicidad de este tipo de poblaciones es aproximadamente cero en lasıntesis espectral mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para la zona IVpertenecen a poblaciones jovenes de tipo espectral O y M

44 Marıa E Rojas A

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CAPITULO 7

Anexos

SSP Edad [anos] Z Mstar

bc2003-hr-m42-chab-ssp-032spec 000174e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-034spec 000191e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-051spec 000417e9 000400 09666

bc2003-hr-m42-chab-ssp-052spec 000437e9 000400 09622

bc2003-hr-m42-chab-ssp-053spec 000457e9 000400 09579

bc2003-hr-m42-chab-ssp-054spec 000479e9 000400 09534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-055spec 000501e9 000400 09488

bc2003-hr-m42-chab-ssp-070spec 001000e9 000400 08862

bc2003-hr-m42-chab-ssp-073spec 001148e9 000400 08752

bc2003-hr-m42-chab-ssp-074spec 001202e9 000400 08716

bc2003-hr-m42-chab-ssp-075spec 001259e9 000400 08680

bc2003-hr-m42-chab-ssp-076spec 001318e9 000400 08644

bc2003-hr-m42-chab-ssp-077spec 001380e9 000400 08608

bc2003-hr-m42-chab-ssp-078spec 001445e9 000400 08571

bc2003-hr-m42-chab-ssp-079spec 001514e9 000400 08534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-080spec 001585e9 000400 08501

bc2003-hr-m42-chab-ssp-081spec 001660e9 000400 08469

bc2003-hr-m42-chab-ssp-082spec 001738e9 000400 08436

Continua en la pagina siguiente

51

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m42-chab-ssp-084spec 001905e9 000400 08369

bc2003-hr-m42-chab-ssp-087spec 002188e9 000400 08269

bc2003-hr-m42-chab-ssp-088spec 002291e9 000400 08237

bc2003-hr-m42-chab-ssp-112spec 006405e9 000400 07525

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bc2003-hr-m72-chab-ssp-135spec 090479e9 005000 06088

bc2003-hr-m72-chab-ssp-201spec 1500000e9 005000 04972

bc2003-hr-m72-chab-ssp-204spec 1575000e9 005000 04960

bc2003-hr-m72-chab-ssp-214spec 1825000e9 005000 04924

bc2003-hr-m72-chab-ssp-218spec 1925000e9 005000 04908

Cuadro 71 Base N

57 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

3416 3436 [Ne v] 34260

3718 3735 [O II] 37260

3720 3737 [O II] 37288

3796 3802 H10 37979

3833 3841 H90 38354

3862 3871 [Ne III] 38691

3882 3891 H8 HeI 38890

3961 3973 [Ne III] 39678

3961 3974 Hε 39701

4024 4030 He I 40262

4067 4070 [S II] 40686

4095 4107 Hδ 41017

4332 4346 Hγ 43405

4469 4475 He I 44715

4854 4868 Hβ 48613

4947 4968 [O III] 49589

4998 5019 [O III] 50068

5009 5022 He I 50157

5156 5164 [Fe VII] 51584

5193 5202 [N I] 51991

5267 5274 [Fe III] 52704

5868 5883 He I 58756

6296 6303 [O I] 63003

6303 6315 [S III] 63121

6355 6372 [O I] 63638

6538 6591 [N II] 65480

6547 6576 Hα 65628

6575 6591 [N II] 65835

6667 6681 He I 66782

6710 6743 [S II] 67164

6718 6743 [S II] 67308

7061 7072 He I 70652

Continua en la pagina siguiente

58 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

7125 7142 [Ar III] 71358

7315 7329 [O II] 73195

7320 7335 [O II] 73302

6845 6945 BC03 lowastlowast7165 7210 BC03 lowastlowast7550 7725 BC03 lowastlowast5880 5906 NaD 5890 lowast lowast lowast9059 9079 [S III] 90690

lowast Lınea de emision

lowastlowast Region en la problematica Bruzual y Charlot (2003)

lowast lowast lowast Absorcion del medio interestelar en 5896A

Cuadro 72 Mascara General desarrollada por NataliaVale Asari (2005) para Starlight

59 Marıa E Rojas A

  • Acroacutenimos
  • Introduccioacuten
  • Fundamentos de Espectroscopiacutea
    • Fundamentos
    • Espectros Astrofiacutesicos
    • Nuacutecleos Activos de Galaxias
      • Sistema NGC6240
      • Sistema NGC6240
      • Coacutedigo de Siacutentesis Espectral
        • Modelo Fiacutesico - Matemaacutetico
        • Modelo Computacional
        • Bases Espectrales
          • Construccioacuten de una Poblacioacuten Estelar Simple (SSPs)
          • Modelos de Poblaciones Estelares Simples
              • Extraccioacuten y Anaacutelisis de Espectros
                • Reduccioacuten
                • Caracterizacioacuten
                  • Espectroscopiacutea Sinteacutetica
                    • Siacutentesis espectral
                    • Sustraccioacuten espectral
                    • Caracterizacioacuten espectral
                      • Clasificacioacuten de NGC6240
                        • Propiedades fiacutesicas de NGC6240
                          • Conclusiones
                            • Bibliografiacutea
                              • Anexos
Page 11: Espectroscop a estelar sint etica, aplicaciones astrof sicas · con modelos estelares que siguen una l nea de tiempo, producidos por la combinacion de bibliotecas de evolucion estelar,

Acronimos

A amp A Astronomy and Astrophysics

AGN Active Galactic Nucleus

AJ Astronomical Journal

ApJ Astrophysical Journal

ApJS Astrophysical Journal Supplement

BH Black Hole

BLR Broad line Region

BPT Baldwin Philips amp Terlevich

ChJAampA Chinese Astronomy amp Astrophysics

FWHM Full Width Half Maximum

HST Hubble Space Telescope

IR Infrared

IRAS Infrared Astronomical Satellite

ISO Infrared Space Observatory

LINER Low-ionization Nuclear Emission-line Region

LIRG Luminous Infrared Galaxy

MNRAS Monthly Notices of the Royal Astronomical Society

NED (NASAIPAC EXTRAGALACTIC DATABASE

NLR Near-infrared

NLSy1 Narrow-line Radio Galaxy

SB Starburst

1

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SDSS Sloan Digital Sky Survey

SED Spectral Energy Distribution

SFR Star Formation Rate

Sy1 Seyfert 1

Sy2 Seyfert 2

ULIRG Ultraluminous Infrared Galaxy

INDICE DE FIGURAS 2 Marıa E Rojas A

Introduccion

El continuo generado por una fuente estelar o galactica en un rango de longitudes de ondaentre 3500 A a 6000 A presenta cambios en su forma al interactuar con una nube a me-nor temperatura como su propia atmosfera en el caso estelar Este proceso fısicamentese atribuye a transiciones electronicas donde los fotones que producen el continuo cedensu energıa siendo en algunos casos la energıa necesaria para que electrones de los atomospresentes en la nube realicen transiciones a un nivel de mayor energıa generando ası undecaimiento en el continuo con la presencia de lıneas de absorcion Sin embargo estosno son los unicos procesos fısicos que pueden influir en el cambio del continuo de unafuente por ejemplo en galaxias con un nucleo activo como huesped se presentan procesosde excitacion generados por la colision de los atomos debidos a las altas temperaturas enla vecindad del disco de acrecion generando un exceso de fotones que se ven reflejadoscon lıneas de emision que se superponen en el continuo de la fuente en la direccion deobservacion

Al obtener el espectro de un nucleo activo se posee informacion de la fuente fotoionizanteresponsable del continuo y sobre el la superposicion de las lıneas de emision El problemadel espectro observado radica en la presencia de lıneas de absorcion que por su naturale-za provienen de la formacion estelar de la zona circundante al nucleo y que contaminanla informacion proveniente del nucleo activo Se hace entonces necesario minimizar laformacion estelar de este espectro mediante modelos matematicos de espectros estelaressemejantes a fin de sustraerlas del espectro original y tener solamente informacion de lafuente

Los modelos matematicos que permiten determinar las propiedades fısicas (edad meta-licidad e historia de la formacion estelar) con base en el continuo y lıneas emitido poruna galaxia consisten en reproducir un espectro integrador mediante la combinacion li-neal de espectros individuales de varias estrellas tomadas de una amplia librerıa (Sprinrad

3

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

amp Taylor 1970 Faber 1972 Pritchet 1977 Pickles 1985) Modelos mas recientes se ba-san en dos metodos de sıntesis de poblacion estelar El primero de ellos es la Sıntesis dePoblacion Estelar Evolutiva (SPEE) que realiza una comparacion de los datos de galaxiascon modelos estelares que siguen una lınea de tiempo producidos por la combinacion debibliotecas de evolucion estelar espectros estelares con funcion de masa inicial (FMI1) ehistoria quımica definida (Arimoto y Yoshii 1987 Guiderdoni y Rocca-Volmerange 1987Bressan et al 1993 Fioc y Rocca-Volmerange 1997 Vazdekis 1999 Bruzual y Char-lot 2003 Le Borgne et al 2003) El segundo metodo es la Sıntesis de Poblacion EstelarSemi-Empırica (SPESE) en la que se reproducen el continuo las lıneas de emision y laslıneas de absorcion con la combinacion lineal de sistemas simples de observaciones de altaresolucion con caracterısticas conocidas como metalicidad masa y edad (Bica 1988 Pe-lat 1997 Cid Fernandes et al 2001 Moultaka et al 2004) y avances teoricos (Prugnielamp Soubiran 2001 Le Borgne et al 2003 Bruzual SCharlot 2003 Bertone et al 2004Gonzalez Delgado et al 2004) reunidas en librerias las de como Vazdekis (1999) y LeBorgne et al (2004) entre otras

Los dos metodos se apoyan tambien en el tipo de datos analizados por ejemplo existenanalisis por colores (Wood 1966) por anchos equivalentes en la lınea de absorcion porındice espectral (Worthey 1994 Kauffmann et al 2003) y por caracterısticas de emisiontanto estelar como nebular (Leitherer et al 1995 Schaerer amp Vacca 1998 Mas-Hesse ampKunth 1991 Kewley et al 2001)

Un resultado claro de la sintesis espectral en el optico es la historia y evolucion de laformacion estelar de las galaxias tipo ULIRG2 que para el caso del sistema en colisionArp220 fue obtenida mediante el codigo Starlight (Cid Fernandes et al 2005) y pos-teriormente confirmada con el codigo Confit (Tadhunter et al 2005 Rodrıguez Zaurınet al 2007) y la obtencion de un chi-cuadrado χ2 entre las observaciones y los modelosde poblaciones estelares simples (J Rodrıguez Zaurın et al 2008) Con la obtencion dela sıntesis de la poblacion estelar del sistema Arp220 fue posible clasificar la poblacionestelar dominante en la region nuclear del sistema y confirmar con la literatura el origende la gran luminosidad de las ULIRG asociada a la interaccion entre galaxia y galaxia

El trabajo de J Rodrıguez Zaurın motiva a realizar una investigacion orientada ahora agalaxias tipo LIRGs3 del universo local (z le 02) como el sistema en fusion NGC6240que tiene una luminosidad de 3 5 times 1011 L en el infrarrojo (Yun amp Carilli 2002) y escatalogado como un nucleo activo (DePoy et al 1986)

1Funcion de Masa Inicial es una funcion de prueba que permite calcular cuanta masa puede tener unaestrella

2Galaxias ultraluminosas infrarrojas (ULIRGs) Untraluminous Infrared Galaxies con luminosidadLIR gt 1012L

3Galaxias luminosas infrarrojas (LIRGs) Luminous Infrared Galaxies con luminosidades entre LIR =1011 minus 1012L

INDICE DE FIGURAS 4 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

El objetivo de este trabajo consistio en recalibrar las lıneas de emision de los espectrosdel sistema NGC6240 que se encuentran contaminadas por las lıneas de absorcion pro-venientes de la formacion estelar de los espectros obtenidos por Rosa Gomez Delgadoinvestigadora adscrita al Instituto Astrofısico de Andalucia (IAA) mediante la obtencionsintetica de la componente estelar utilizando el codigo de sıntesis espectral Starlight ybases espectrales de Bruzual amp Charlot Para desarrollar este trabajo se llevo a cabo unarevision de los fundamentos de la espectroscopıa los cuales estan descritos en el primercapıtulo de este trabajo una caracterizacion del objeto con base en los reportes de laliteartura capıtulo dos y un analisis de la logica del codigo de sıntesis espectral Starlighta fin de encontrar los espectros que mejor reproducen el espectro original de NGC6240utilizando la biblioteca BC03 capıtulos tres y cuatro

Una vez se definio la base y la estructura del codigo se realizo una reduccion del espectrooriginal obteniendo un espectro caracterizado para las seis zonas mas cercanas al nucleoactivo y utilizadas como espectros de entrada en el codigo Starlight Para cada una de laszonas fue posible obtener el espectro sintetico de la poblacion estelar permitiendo carac-terizar la formacion estelar y a su vez recalibrar las lıneas de emision en sus flujos luegode la sutraccion de la componente estelar sintetica de cada zona del sistema NGC6240

INDICE DE FIGURAS 5 Marıa E Rojas A

CAPITULO 1

Fundamentos de Espectroscopıa

La constante agitacion de los atomos y moleculas al interior de materia que se encuentraa una temperatura superior a 3K ocasiona que esta emita radiacion termica ası cuandoun cuerpo se encuentra a una temperatura mayor que la temperatura de su entorno estese enfriara muy rapido debido a que la energıa de emision (del cuerpo) es mayor que laenergıa de absorcion (su entorno) este proceso ocurre hasta que se alcanza el equilibriotermico con el medio La radiacion emitida se puede analizar mediante el uso de un es-pectrometro el cual permite estimar la temperatura de un cuerpo y la composicion defrecuencias de la radiacion termica emitida Esta tecnica se denomina espectrometrıa

La informacion que se obtiene del estudio espectroscopico permite clasificar los cuerpossegun las caracterısticas de la emision que recibe un receptor en la direccion de observa-cion En la figura 11 se puede observar que a medida que el espectro descrito en la ley decuerpo negro de Planck viaja por el medio se presentan alteraciones en su forma segunla direccion de observacion es ası como para un observador A el continuo que provienede un objeto al atravesar un medio de menor temperatura presenta una disminucion enla intensisdad de la radiacion en la longitud de onda asociada a la transicion electronicagenerando lo que se conoce como lınea de absorcion mientras que un observador en ladireccion B recibe una intensidad de radiacion en una longitud de onda especıfica aso-ciada a una transicion electronica debida a la emision de un foton reflejado en lo que seconoce como lınea de emision Ambos procesos permiten interpretar las caracterısticasdel elemento quımico que se encuentra en el medio atmosfera o nube interestelar

En el presente capıtulo se presenta una breve revision de los conceptos inherentes a laespectroscopıa observacional

6

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

En+1

En

I()

I()

I()

Estrella A

B

Figura 11 Representacion de los procesos de emision y absorcion

11 Fundamentos

Espectro Continuo Representa la intensidad de radiacion de un cuerpo con relaciona la longitud de onda El comportamiento de la radiacion fue descrito por Plancken 1900 como la radiacion de cuerpo negro

ρT (ν)dν =8πν2

c3

ehνκT minus 1 (11)

donde ρT (ν) es el numero de fotones por unidad de volumen existente entre lafrecuencia ν y ν + dν h es la constante de Planck h = 663 times 10minus34 Jtimess κ laconstante de Boltzmann κ = 1 38 times 10minus23JK ν la frecuencia y T la temperaturaabsoluta y c la velocidad de la luz

En esta descripcion la energıa esta cuantizada es decir los atomos y las moleculassolo pueden tener unidades discretas de energıa E = hν y cada valor de energıarepresenta un estado cuantico diferente Atomos y moleculas emiten o absorbenenergıa en paquetes discretos tambien llamados fotones los cuales son emitidoscuando cambian de estado cuantico

Transicion electronica Proceso responsable del cambio de estado cuantico de unatomo o molecula El estado cuantico mas bajo puede ser el fundamental y losestados cuanticos altos los estados excitados Entonces una transicion electronica

11 FUNDAMENTOS 7 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

de un estado cuantico menor a un estado mayor esta asociado a una absorcionde un foton que produce la lınea de absorcion sobre el continuo Sin embargo elestado de excitacion por lo general es de corta duracion produciendo una transicionelectronica en sentido contrario de un estado cuantico mayor a uno de estado menorproduciendo la emision de un foton asociada a la desexcitacion y vista con una lıneade emision en una direccion arbitraria figura 12

Estados excitados

Estado Fundamental

Absorcioacuten

E

Emisioacuten

Figura 12 Transiciones entre los niveles de energıa

Perfil de Lınea Es el nombre que recibe la lınea espectral que observacionalmen-te no es infinitamente delgada sino que presenta un ensanchamiento que fısica ymatematicamente se explica a partir de

1 Ensanchamiento natural relacionado con el principio de incertidumbre de Hei-senberg ∆E∆t = ~ donde ~ es la simplificacion de h

2πsiendo h la contante de

PlanckEl Ensanchamiento natural es la medida de la energıa correspondiente a unatransicion en un tiempo t Matematicamente se expresa como

∆λ asymp λ2

2πc

(1

∆ti+

1

∆ti

) (12)

donde el diferencial energıa es Efoton = hcλ siendo c la velocidad de la luz

se considera del orden de 10minus6A

11 FUNDAMENTOS 8 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

2 Ensanchamiento Doppler debido a que en la nube de gas algunos atomos sealejan y otros se acercan al observador la contribucion total de radiacion sepuede desplazar al rojo y al azul como consecuencia del movimiento del gas enrotacion y se conoce como corrimiento al rojo (y al azul) z definido ası

z =λobservada minus λemitida

λemitida=

∆λ

λemitida= plusmn|vr|

c

donde vr es la velocidad radial en terminos de la velocidad mas probable en ladistribucion de Maxwell- Boltzman asociada a la temperatura local (T ) como

vr =

radic2κT

m

siendo κ la constante de Boltzmann y m la masa Por tanto el ancho de la lınease ve ensanchado matematicamen ası

∆λ =2λemitida

c

radic2κT

m (13)

3 Ensanchamiento colisional asociado a la interaccion de los atomos que se en-cuentran sometidos a altas presiones donde los niveles energeticos son altera-dos por los iones o electrones del ambiente ampliando la lınea debido a la altaprobabilidad de choque con atomos adyacentes Tal ensanchado esta dado por

∆λ =λ2

c

ησ

π

radic2κT

m (14)

donde 1ησ

es trayectoria libre media para colisiones

Entonces una transicion electronica se presenta en un intervalo de frecuenciasν = ∆E

h donde la intensidad de radiacion varıa en la vecindad de una frecuen-

cia central ν0 y se describe a traves de una funcion de probabilidad medianteun perfil de Lorentz o un perfil Gaussiano figura 13

Ancho equivalente (Wλ) es el ancho medido en A de una caja rectangular quecontiene un area igual a la contenida por un perfil de lınea espectral o el areamedida entre el nivel del continuo normalizado a la unidad con referencia cero

Wλ =

intfo(λ)minus fc(λ)

fc(λ)dλ (15)

donde fc(λ) es el flujo del continuo y fo(λ) es el flujo observado medido en A (figura14)

11 FUNDAMENTOS 9 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

F (υ)υο

Inte

nsid

ad d

e ra

diac

ioacuten

φ(υ)

Perfil de Lorentz

Perfil Gaussiano

Figura 13 Representacion grafica de un perfil de lınea

Ancho total a la mitad de la altura (FWHM por sus siglas en ingles) es el anchomedido a la mitad de la altura entre el continuo y el maximo del perfil de lınea y semiden en en A figura 14

Flujo Instantaneo es la energıa por unidad de tiempo que atraviesa un area dSobtenida al integrar la densidad de flujo espectral en todas las frecuencias posibles

F =

int π2

0

int 2π

0

I cos θ sen θdθdφ = πI (16)

siendo I la intensidad total emitida uniformemente en todas las direcciones Unaunidad de medida son los Janskys (10minus26 W mminus2 Hzminus1)

Luminosidad Se define como la energıa por unidad de tiempo emitida por una fuenteluminosa en todas las direcciones es decir en un angulo solido de 4π esteroradianesEn una radiacion isotropica la luminosidad se expresa como

L = 4πR2F (17)

donde F es la densidad de flujo que pasa a traves de una superficie que rodea lafuente luminosa a una distancia R por segundo su unidad de medida son ergs sminus1El termino 4π R2 corresponde al area superficial de la fuente luminosa obtenida dederivar el volumen de la esfera con respecto al radio

11 FUNDAMENTOS 10 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

FWHM

F2

F

120582[Å] 0

119865120582

W

0

FWHM

Figura 14 Representacion grafica de FWHM (Ancho total a la mitad de la altura porsus siglas en ingles)

Luminosidad Especıfica es la energıa en una frecuencia ν emitida por una fuentepor segundo

Lν = 4πR2Fν (18)

12 Espectros Astrofısicos

El espectro de una estrella o una galaxia contiene un continuo proveniente de la fuente yun espectro de lıneas superpuesta sobre el proveniente de las nubes en la vecindad de lafuente Todas las caracterısticas fısicas de estas nubes se adquieren con la interpretacionde las propiedades de las lıneas En el cuadro 11 se encuentran registradas las lıneas deemision y absorcion mas reportadas en la literatura con sus longitudes de onda especıficasen ellas sobresalen las lıneas de hidrogeno (serie de Balmer) lıneas de helio neutro lıneasde hierro doblete hidrogeno lınea de calcio ionizado (K) y la lınea del calcio neutro entreotras

En la figura 15 se observa el espectro de la galaxia NGC224 catalogada como una ga-laxia normal (Peimbert M amp Torres-Peimbert S 1981 Shuder J M Osterbrock DE1981 y Filippenko A V amp Sargent W L W 1988) en donde es posible encontrarlıneas anchas en las lıneas de Hα y Hβ asociadas a la alta velocidad del gas de la zonacentral

12 ESPECTROS ASTROFISICOS 11 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ [A] Lınea λ [A]

[O II] 3726032 [O III] 4958900

He I 3820000 [O III] 5006840

[NeIII] 3868760 C-C 5165000

K Ca-II 3933000 Fe II 5197570

H Ca-II 3968000 [O I] 6300304

HeI 4026000 [O I] 6363776

[S II] 4068600 [N II] 6548050

Fe II 4178862 Hα 6562819

Hδ 4101740 [N II] 6583460

Hγ 4340471 [S II] 6716440

Hβ 4861300 [S II] 6730810

Cuadro 11 Lıneas de absorcion y emision reportadas en la literatura

13 Nucleos Activos de Galaxias

Las galaxias con un nucleo activo (AGNs por sus siglas en ingles) son aquellas galaxiasque contienen una fuente central muy compacta altamente luminosa y emisoras de uncontinuo de gran cantidad de energıa y la presencia de intensas lıneas de emision El mode-lo que mejor describe las caracterısticas observadas en los AGNs es el Modelo Unificadoen donde se plantea que cada AGN contiene un agujero negro supermasivo en la regıoncentral (M amp 109M) y un disco de acrecion fuente del intenso continuo radiado Masdistante existe una region a la cual se le asocia la emision de lıneas denominada region delıneas anchas (BLR con vFWHM gt 100Kms) y mas distante una region de lınea delgadas(NLR con vFWHM lt 100Kms) rodeando un toro oscurecedor

Existen diferentes tipos de AGNs debido al registro de emision entre los que sobresalen

Galaxias Seyfert Objetos que presentan un nucleo brillante con lıneas de emisionproducidas por atomos en un amplio rango de ionizacion Un analisis espectral per-mitio categorizar estos AGNs en dos tipos Seyfert tipo 1 en donde se observan lıneasde emision anchas y Seyfert tipo 2 en donde se observan lıneas de emision estrechasestas galaxias se identifican segun la orientacion de observacion

Quasars AGNs que debido a sus distancias se observan como objetos muy brillantescon halos difusos estas son galaxias tıpicas en los primeros estadıos del universoaunque se encuentren tambien en el universo local

13 NUCLEOS ACTIVOS DE GALAXIAS 12 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

F λ[1

0-14

cm-2s-

1 Å-1]

0

2

4

6

8

λ[Å]3500 4000 4500 5000 5500

NGC224

Figura 15 Galaxia normal NGC224 fuente NED

LINERs (del ingles Low-Ionization Nuclear Emission-line Region) estas galaxiasson de baja luminosidad y sus espectros se asemejan a una tıpica galaxia Seyfert 2

En la figura 16 se presenta un espectro caracterıstico de un nucleo activo en el se puedeobservar que el continuo no responde a la ley de cuerpo negro y que ademas la intensidadde las lıneas de emision es superior a la intensidad de las lıneas de absorcion

F λ[1

0-17

cm-2s-

1 Å-1]

0

500

1000

1500

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Mkr699

Figura 16 Galaxia con nucleo activo MRK 0699 fuente SDSS

En algunas galaxias con nucleos activos tambien es posible encontrar intensa formacionestelar en la vecindad del AGN o en los brazos de la estructura huesped Esta actividadde formacion incrementa la emision en el infrarojo de manera que tambien se puedenclasificar como

13 NUCLEOS ACTIVOS DE GALAXIAS 13 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

LIRGs Galaxias Luminosas en el Infrarrojo (por su siglas en ingles Luminous In-frared Galaxies) con luminosidades L sim 1011L

ULIRGs Galaxias Ultra Luminosas en el Infrarrojo (por su siglas en ingles UltraLuminous Infrared Galaxies) presentan luminosidades L gt 1012L

Starburst galaxias que presentan una tasa de formacion estelar muy alta en un cortoperiodo de tiempo de la galaxia

13 NUCLEOS ACTIVOS DE GALAXIAS 14 Marıa E Rojas A

CAPITULO 2

Sistema NGC6240

NGC6240 (IC4625 UGC10592 MCG00-43-004 VV617 Psk1650+024) es un par inte-ractuante entre una galaxia elıptica y una galaxia ultraluminosa (IRAS 16504 0228)Fosbury amp Wall (1979) con dos nucleos en la region central Fried amp Schulz H (1983)Se encuentra a una distancia de 98 Mpc con ascension recta en 16h 52m 589s y declina-cion +02 24

prime03

primeprime desplazandose con una velocidad promedio de 7339 km sminus1

La morfologıa del sistema presenta una alteracion debida a la interaccion sin embargoSchulz et al (1993) detecta por primera vez la presencia de dos nucleos en la region cen-tral que segun las imagenes en el rojo de Dopita M A et al (2002) presentan fuertescolas de marea asociadas a la fusion hecho que llevo a catalogarla como un sistema demorfologıa compleja Observaciones en el optico han establecido que la separacion entrelos dos nucleos es de aproximadamente 16

primeprime(08 kpc) (Scoville NZ et al 2000) en

sentido norte-sur siendo el nucleo sur el mas brillante mientras que observaciones enradio calculan una separacion de 14

primeprime (Carral Turner amp Ho 1990) con una velocidad

de dispersion entre ellos de 229 km s minus1 (Tecza et al 2000 Genzel et al 2001)

El sistema NGC6240 posee una metalicidad aproximada de una decima solar (Oliva ampOriglia 1998) y es una fuente infrarroja ultraluminosa en donde el 99 de la lumino-sidad es bolometrica en el infrarrojo (Wright et al 1984 Soifer et al 1984) con unaluminosidad aproximada de 3 5times 1011 L (Yun amp Carilli 2002) de donde se estima queen un 50 a 75 es proveniente de un starburst (Genzel et al 1998 Rigopoulou etal 1999 Laurent et al 2000 Lutz et al 2003) mientras que el restante 25 o 50 proviene de la luminosidad del nucleo activo (Komossa et al 2003 Iwasawa amp Comastri1998 Vignati et al 1999 Iwasawa 1999 Matt 1999) derivado de los analisis en rayos Xen la lınea de emision de FeK a 64 keV para ambos nucleos y en la emision del continuo

15

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

a 100 keV

Un analisis del espectro en el optico muestra una fuerte emision en la lınea de [O III]y una debil emision en la lınea [O II] en el nucleo sur que se contrasta con una debilemision en la lınea [O III] y una fuerte emision en la lınea de [O II] del nucleo norteBarbieri C et al (1993) El espectro de NGC 6240 se destaca ademas por la relacionentre la lıneas de emision del hidrogeno molecular y la emision de [Fe II] en 164 micras(Becklin et al 1984 Rieke et al 1985 DePoy et al 1986) siendo la emision de Hα masfuerte al noroeste de la galaxia en contraste con la emision en el rojo al norte y al oestedel sistema El continuo puede ser descrito por modelos de absorcion con una instensidadaproximada de 650 mJy (Van Driel Wet al (2000)) debida a la emision nuclear directa(Vignati et al 1999 Netzer et al 1998)

Los estudios en el optico muestran que la emision de Hα se puede ver afectadas por laabsorcion asociada a la formacion estelar este hecho se refleja en la clasificacion paraeste sistema dentro de la taxonomıa de las galaxias activas ya que que su espectro sepuede clasificar como el de una galaxia con una region nuclear emisora de baja ionizacion(LINER) o Seyfert 2 (Kewley et al 2001 Goldader et al 1997a 1997b Kim et al 1995Veilleux et al 1995)

Existen varios estudios espectroscopicos del infrarrojo (IR) en la literatura (Doyon et al1994 Lester et al 1994) que muestran diferencias en la naturaleza de la poblacion estelarse considera que la poblacion estelar joven es la dominante del sistema Oliva et al (1999)

Otros estudios reportan poca actividad de H2O (Braatz et al 1997) sin embargo se con-firma la presencia de un perfil de absorcion en OH Baan et al (1985 1992) en dondealrededor de la mitad del flujo se concentra en una gruesa estructura de disco ubicadaentre el IR y el radio con una velocidad de 800 km sminus1 y un ancho total de lınea de 1400km sminus1 que revelan la complejidad de la dinamica de gases en este sistema debida a lagran perdida de masa que se aproxima a 500 M anominus1

Las recientes observaciones de NGC6240 realizado por el Satelite Chandra permitieroninvestigar el difuso halo galactico gracias a la emision de rayos X blandos en una regionde 110 times 80 kpc donde el gas tiene una temperatura aproximada de 75 millones deKelvin con una densidad estimada de 25 times 10minus3cmminus3 una masa total de 1010M unaluminosidad de 4 times 1041erg sminus1 y una metalicidad menor a 0 1Z Un analisis espectralespacialmente resuelto revela variaciones en la emision en Hα lo que implica un enri-quecimiento uniforme por parte de las supernovas de tipo II La evidencia observacionalapunta al aumento de la formacion de estrellas dentro de una gran abundancia de gasEmanuele Nardiniet al (2013)

16 Marıa E Rojas A

CAPITULO 3

Codigo de Sıntesis Espectral

Los astronomos han desarrollado algunos metodos para obtener informacion sobre la com-posicion de las estrellas y galaxias Uno de ellos es el analisis e interpretacion de los estadoselectronicos de los iones atomos y moleculas de las atmosferas de las estrellas y medio in-terestelar pertenecientes a una galaxia los cuales son reproducidos matematicamente a finde obtener espectros integrados que reconstruyen el espectro sintetico de la galaxia Hoyse tienen dos escuelas que describen la llamada sıntesis de poblacion estelar Evolutiva ySemi-empirıca En la primera escuela la sıntesis se obtiene al reproducir un biblioteca deespectros a partir de condiciones fısicas hipoteticas como historia de formacion estelarevolucion quımica y funcion de masa inicial sin embargo hay incertidumbre sobre las con-diciones fısicas reales de cada biblioteca En la segunda escuela la sıntesis es el resultadode una combinacion lineal de espectros de estrellas yo aglomerados con incertidumbre enla capacidad de las bases estelares para reproducir las condiciones diversas de las galaxiasGomes (2005)

El Dr Roberto Cid Fernandes desarrollo en 2005 un codigo de sıntesis mediante el al-goritmo Metropolis-Markov llamado Starlight Spectral Synthesis Code -Starlight el cualcombina linealmente elementos de bases estelares construidas a partir de observaciones yelementos de bases de poblaciones estelares simples teoricas con edad metalicidad y masadesarrolladas por Bruzual amp Charlot (2003) En este capıtulo se presenta la configuracionde las propiedades fısicas matematicas y computacionales del codigo Starlight

17

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

31 Modelo Fısico - Matematico

En la sıntesis espectral el espectro de una galaxia se compone de una combinacion linealde espectros de poblaciones estelares dentro de un espacio finito ξN con N componentesy elementos Lj(λ) (j = 1 N) Cada Lj es un espectro que depende de la poblacionestelar en un intervalo de longitud de onda λ La ecuacion principal del modelo de sıntesisespectral es

M(λ) =Nsumj=1

xjLj(λ) (31)

donde xj es el coeficiente de expansion y M(λ) es el espectro modelado de salida Laecuacion 31 puede expresarse como

M(λ)

M(λ0)=

Nsumj=1

xj

(Lj(λ)

Lj(λ0)

) (32)

donde se introduce la condicion de normalizacionsumN

j=1 xj = 1 que se cumplira en lalongitud de onda λ0 Ademas es posible interpretar que

M(λ) es el espectro modelo de prueba que a diferencia del espectro observado O(λ)puede consistir de unicamente lıneas de absorcion y un continuo

λ0 es la longitud de onda normalizada M(λ0) y Lj(λ0) son los valores del modelo

y espectro de la poblacion estelar j en λ0 Para este caso se considera λ0 = 4020 A

xj es el flujo monocromatico de la componente j en λ0 en el espacio ξN con extincionAV Al conjunto minusrarrx equiv (x1 xN) se llama el vector de poblacion e indica en lapractica la fraccion de luz debido a cada elemento N Por lo general esto no sumael 100 de la contribucion de luz

Lj(λ) es la poblacion estelar j del espacio ξN que comprende un elemento de labase Cada uno corresponde a una caracterıstica astrofısica bien definida (edad (tj)

metalicidad (Zj)) asociada a Lj medida en unidades L Aminus1 M

Para hacer un analisis funcional con el objeto de encontrar las relaciones del coeficiente xjes necesario una interpretacion matematica de los dos primeros items y una interpretacionfısica de los dos ultimos ası

1 Producto Interno como las funciones del espacio ξN son analıticas es necesariogarantizar que estas cumplan una relacion de ortogonalidad y ortornormalidad enun intervalo [a b] con respecto a una funcion de peso ε(λ) es decir

(Lm(λ) Ln(λ)) =

int b

a

Lm(λ)times Ln(λ)times ε(λ)dλ = Cmnδmn

31 MODELO FISICO - MATEMATICO 18 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

donde δmn es el delta de Kronecker y Cmn es una constante entonces si δmn es 1para todos los m y n se dice que el conjunto es ortonormal Por tanto

Nsumj

xj = 1 (33)

2 Extincion no se tiene en cuenta en el modelo Se sabe que la luz al atravesarun medio interestelar de gas o polvo presenta fenomenos de absorcion o dispersioncausando el llamado enrojecimiento del espectro el cual debe ser previamente co-rregido

3 Dispersion de velocidad es un proceso fısico debido a la dinamica estelar y estarelacionado con el corrimiento Doppler Ası el efecto neto sera el ensanchamiento delas lıneas de absorcion en el espectro observado (Oλ) efecto que debe ser corregidopreviamente

Incorporando las anteriores consideraciones la ecuacion 32 para un modelo fısico resulta

M(λ)

M(λ0)=

Nsumj=1

xj

(Lj(λ)

Lj(λ0)

)r(λ)otimesG(v σ) (34)

donde

r(λ) equiv 10minus04(AλminusAλ0) es el termino de extincion Aλ es la extincion del polvo en la

longitud de onda λ y Aλ0 es el enrojecimiento en la longitud de onda normalizadaλ0 En este trabajo se asume que la curva de extincion es similar a la de nuestragalaxia por eso se utilizara la ley de extincion de Cardelli et al (1989) Ademas seasume que todas las componentes estelares es decir cada elemento de la base sufreel mismo enrojecimiento AV

G(v σ) es una distribucion gaussiana de velocidades centrada en v con amplitudde dispersion σ Los espectros de base (L1(λ) LN) son convoluıdos1 (sımbolootimes) con G(v σ) para tener el ancho de las lıneas de absorcion y emision de M(λ)debidos a la cinematica estelar

1La convolucion transforma un espectro F (λ) a un espectro I(λ) dado por

I(λ) =

int +infin

minusinfinF

(λprime =

λ

1 + vc

)G(v v σ)dv (35)

31 MODELO FISICO - MATEMATICO 19 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

32 Modelo Computacional

La herramienta computacional que permitio realizar los calculos con la ecuacion 34 seencuentra disponible en wwwstarlightufscbr El codigo realiza una descomposicion deun espectro observado O(λ) sobre una base de espectros de poblaciones estelares simplescomo una combinacion lineal encontrando el mejor ajuste de M(λ) con relacion a O(λ)El ajuste a O(λ) se realiza a traves de la tecnica derivada de la mecanica estadısticaconocida como Simulated Annealing utilizada para encontrar los parametros mınimosmediante el algoritmo Metropolis - cadenas de Markov

χ2 equiv χ2 (minusrarrx M(λ0) Av v σ)) =

λfsumλi

(O(λ)minusM(λ))2 ω(λ)2 (36)

donde ω(λ)2 = eminus1λ es la funcion de peso expresada como la mascaraerror en cada λ

siendo cero para las longitudes de onda con flujos falsos o lıneas enmascardas λi es la lon-gitud de onda inicial y λf la longitud final de la suma en la funcion de χ2 Cid Fernandeset al (2004)

El ajuste se realiza en cuatro etapas

1 Primeros ajustes (First Fits FF) Hace un amplio barrido del espacio de parametros

Programa de enfriamiento el algoritmo pasa a traves de la base N disminu-yendo la temperatura iniciando desde la mas caliente hasta un valor mınimode temperatura definido en el archivo de configuracion siguiendo la funcionde probabilidad de Boltzmann y utilizando el criterio Metropolis planteado enCid Fernandes et al (2004b)

Adaptacion de la funcion peso Ajusta el peso de forma dinamica segun laeficiencia de las temperaturas aceptadas Cid Fernandes et al (2004b)

Criterios de convergencia centralizado en el valor adimensional el cual dacuenta de la convergencia de las cadenas asociado a cada elemento de la baseGelman y Rubin et al (1992)

Parametros cinematicos se define un valor para v y σ que se mantiene cons-tante en todo el algoritmo Metropolis Cid Fernandes et al (2004b)

2 Correcciones (Clip amp Refit) permite comprobar el peso asignado a cada punto res-pecto al espectro de entrada estableciendo el NSIGMA de ajuste

3 Apropiacion (Burn-In) es considerada la ultima etapa de Starlight ya que tomatodas las cadenas de Markov construidas en el paso anterior que tengan mayorpeso para encontrar ası el mejor ajuste de un espectro de entrada respecto a cadacadena

32 MODELO COMPUTACIONAL 20 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

4 Ultimos ajustes (EX0) desecha los componentes irrelevantes de la base N y afina elajuste generando el archivo de salida

33 Bases Espectrales

Una base espectral utiliza poblaciones estelares simples (SSPs) representadas mediantecumulos de estrellas que nacen a partir de una misma nube de gas con composicion quı-mica homogenea a traves de una formacion estelar intensa y caracterizada por tener unaedad y metalicidad bien definida

Definir las componentes N de la base es de vital importancia para que los resultadostengan alguna conexion con la realidad por ejemplo si se desea identificar la edad delas componentes estelares de una galaxia es necesario que la base precise dentro de susparametros la edad o metalicidad de cada N

331 Construccion de una Poblacion Estelar Simple (SSPs)

El metodo para generar la base de poblaciones estelares contiene tres componentes prin-cipales

1 Observaciones reunidas en bibliotecas estelares de espectros Estas varıan segun latemperatura y la luminosidad de las estrellas de acuerdo con las regiones que sepueden establecer en el diagrama Hertzsprung-Russell (HR)

2 Modelos teoricos de trayectorias evolutivas Estas predicen como serıa la evolucionde las estrellas en un diagrama HR que aportan a la formalizacion de una poblacionestelar

3 Funcion de masa inicial (FMI) φ(m) Pondera el numero de estrellas de masa entrem y m + dm independiente del tiempo y normalizada como

intmφ(m)dm = 1

El espectro de una estrella de masa m que depende de la longitud de onda λ la metali-cidad Z y la edad tprime definido por I(λm t

prime Z) en luminosidades solares [L] y con untiempo de vida τ(m) se define como

I(λm tprime Z) =

f(λm t

prime Z) si tprime le τ(m)

0 si tprime gt τ(m)(37)

donde f es una funcion de λm tprime y Z

Ahora se define

Ψ(tprime) tasa de formacion estelar

33 BASES ESPECTRALES 21 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Z(tprime) ley de enriquecimiento quımico

si se tiene una nube de gas con formacion estelar donde despues de un tiempo de vidat se tienen varias estrellas de distintas masas con edad tprime se debe satisfacer la relaciontprime le t ya que las estrellas no pueden ser mayores que el sistema Sin embargo las estre-llas con edades tprime nacieron en un tiempo t minus tprime donde la tasa de formacion estelar y elenriquecimiento quımico son diferentes de las actuales

El numero de estrellas con edad entre tprime y tprime+dtprime y masas entre m y m+dm en un tiempot esta dada por

dN(t) = Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdtprime (38)

Si la metalicidad esta dada por Z(tminus tprime) la suma de los espectros de las estrellas de edadentre tprime y tprime + dtprime y de masas entre m y m+ dm en el tiempo t es

I total(λm tprime Z(tminus tprime)) = I(λm t

prime Z(tminus tprime))times dN(t)

I total(λm tprime Z(tminus tprime)) = I(λm t

prime Z(tminus tprime))Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdtprime (39)

El espectro total en el tiempo t teniendo en cuenta todas las estrellas con masas entre ellımite inferior de las masas estelares (Mupp) y el lımite superior de masas estelares (Mlow)es

I(λ t) =

int t

0

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(tminus tprime))Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdt

prime (310)

Esta es la ecuacion general para crear un espectro l(λ t) de poblaciones estelares sujetoa una tasa de formacion estelar y a un enriquecimiento quımico determinado Por tantopara formar una poblacion estelar simple con una metalicidad Z y una edad t bien definidasolamente es necesario establecer Ψ(tminus tprime) como

Ψ(tminus tprime) = C times δ(tminus tprime) (311)

donde C es una constante de dimensiones [C] equiv [M] y δ(t minus tprime) equiv [anominus1] Luego laecuacion 310 se reemplaza por

I(λ t) =

int t

0

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(tminus tprime))Cδ(tminus tprime)φ(m)dmdt

prime (312)

Por tanto el espectro con una metalicidad definida en un tiempo tprime = 0 es

I(λ t) = C

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(0))φ(m)dm (313)

Con una poblacion estelar simple es posible generar los elementos de la base a partir dela ecuacion 313 como

33 BASES ESPECTRALES 22 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

L(λ t Z(0)) =I(λ t)

C

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(0))φ(m)dm (314)

L(λ t Z(0)) puede ser llamado Lj(λ) cuando t = tj y Z(0) = Zj con unidades [Lminus1Mminus1

]Por lo tanto el termino Lj(λ) se puede expresar como

Lj(λ) asympsumi

I(mi tj Z(j))φ(mi)∆mi donde τ(mi) le tj (315)

indicando que para calcular Lj(λ) se suman los espectros individuales de estrellas de unabiblioteca estelar dada a lo largo de una edad tj y metalicidad Zj por una funcion de masainicial

332 Modelos de Poblaciones Estelares Simples

Los espectros de las estrellas Lj(λ) se agrupan en diferentes modelos de poblaciones es-telares simples (SSPs) difiriendo en el conjunto de bibliotecas estelares y requerimientosevolutivos pero todos utilizan la funcion de masa de Chabrier (2003)

Υ(logm) prop

exp[minus

(logm minus logmc)2

2σ2

] si m le 1M

mminus13 si m gt 1M

(316)

con mc = 0008 y σ = 0069 Esta funcion de masa indica la cantidad de estrellas en unintervalo logarıtmico de masa 2

Los modelos utilizados son

STELIB (Stellar Library) contiene 249 estrellas observadas entre 3200A - 9500A yresolucion espectral de 3A (Le Borgne et al 2003)

2 podemos reemplazar φ(m) con la condicion de normalizacionint Mupp

Mlow

mΥ(logm)d logm = 1 (317)

con d logm

dm= 1

m ln 10 = d logm

dm= log e

m tenemos

log e

int Mupp

Mlow

Υ(logm)dm =

int Mupp

Mlow

mφ(m)dm = 1 (318)

por tanto

φ(m) = log eΥ(logm)

m (319)

33 BASES ESPECTRALES 23 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Nombre Metalicidad [Z] Fuente

Padova 1994 0001ndash 010 Alongi et al (1993)

Bressan et al (1993)

Fagotto et al (1994a)

Fagotto et al (1994b)

Girardi et al (1996)

Padova 2000 00004 ndash003 Girardi et al (2000)

Geneva 002 Schaller et al (1992)

Charbonnel et al (1996)

Charbonnel et al (1999)

Cuadro 31 Trayectorias Evolutivas usadas en BC03 Fuente BC03

MILES (A Medium Resolution INT Library of Empirical Spectra) Contiene 985estrellas observadas entre 3200A - 7500A y resolucion media de 23A (Sanchez-Blazquez et al 2006)

Granada contiene 1654 espectros estelares compuestos con modelos de atmosferaestelar entre 3000A - 7000A y resolucion espectral de 03A (Martins et al 2005)

Bruzual amp Charlot (2003 BC03) Contiene 26 modelos de base con SSPs calculadosutilizando trayectoria evolutiva de Padova 1994 (Alongi et al 1993 Bressan et al1993 Fagotto et al 1994 Girardi et al 1996) cada base contiene 221 espectros dealta resolucion con edades desde t = 0 a t = 20 Giga anos en un rango de 3200A -9500A en unidades de LAminus1 Mminus1

13 de estas SSPS utilizan la FMI de Chabrier(2003) con Mlow = 01 M y Mupp = 100 M normalizados a una masa total de1M en las estrellas a la edad t = 0 las otras 13 SSPs son analogos Salpeter

Para este trabajo se adapto la base de poblaciones estelares simples de la biblioteca deBruzual e Charlot (2003 BC03) que se basa en trayectorias evolutivas y en bibliotecasde espectros estelares descritas en la tabla 31 32 y 33 La mayorıa de los resultadospublicados de Starlight usan este modelo por su amplia gama en edades y metalicidades

Para reproducir la formacion estelar de NGC6240 se utiliza una base que contiene 200SSPs con edades entre 2 times 106 y 13times1010 anos con resolucion de 3A en un rango de3200A a 9500A para las metalicidades de 02Z (m42) 04Z (m52) 1Z (m62) y 25Z(m72) con rutas evolutivas de Padova 1994 libreria STELIB 2003 y funcion masa inicialde Chabrier (2003) mostrados en el cuadro anexo 71 y visualizados en la figura 31 Ca-da una de las figuras representa una metalicidad de la base con sus respectivos 50 SSPscorrespondientes a diferentes edades En ellas es posible observar que los espectros se

33 BASES ESPECTRALES 24 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Nombre Tipo Intervalo de Resolucion Intervalo de Fuente

longitud de onda metalididad

BaSeL teorica 91 A a 160 micro m 300 105Z a 10Z Kurucz (1995 pc)

Bessel et al (1989)

Bessel et al (1991)

Fluks et al (1994)

Allard amp Hauschidt (1995)

Rauch (2002)

STELIB observacional 3200A a 9500A 2000 - 20 lt[FeH] lt050 Le Borgne et al (2003)

Pickles observacional 1205A a 25 micro m 500 Z Pickles (1998)

Fanelli et al (1992)

Cuadro 32 Bibliotecas de espectros estelares de BC03 Fuente BC03

Nombre Calibracion Fuente

BaSeL 10 teorica Lejeune et al (1997)

Lejeune et al (1998)

BaSeL 22 semi-empırica Lejeune et al (1997)

Lejeune et al (1998)

BaSeL 31 semi-empırica Westera (2000)

Padova 2000 00004 a 003 Westera et al (2002)

Cuadro 33 Diferentes calibraciones basadas BaSeL Fuente BC03

33 BASES ESPECTRALES 25 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

distribuyen desde la poblacion estelar de mayor temperatura en la parte superior hastalas mas frıas en la parte inferior cada espectro se encuentra calibrado por flujo y sonnormalizados a la unidad de masa solar (M)

Otra caracterıstica de la base BC03 es que no reproduce las lıneas de emision observadaspor lo tanto solo es posible reproducir las lıneas de absorcion debidas a la formacionestelar Es entonces donde el codigo requiere enmascarar o definir rangos de longitud deonda que correspondan a las lıneas de emision con el fin de aumentar la sensibilidaddel ajuste y encontrar ası la componente de absorcion que puede estar siendo opacadapor las lıneas de emision del mismo intervalo Para este trabajo se utiliza la mascarageneral dispuesta dentro del codigo adaptada en la tesis doctoral Natalia Vale Asari(2005) donde se enmascaran la lıneas de emision mas fuertes La mascara esta basada enlos trabajos de Gonzalez-Delgado et al (1995) Pastoriza et al(1993) Benjamin et al(1999) y Zhang et al (2005) y en regiones problematicas de la base de Bruzual y Charlot(2003) asociadas a efectos turbulentos entre 6845A - 6945A y entre 7550A - 7725A y laregion entre 7165A -7210A debida a errores sistematicos La mascara general detallada sepuede ver en la tabla anexa 72

33 BASES ESPECTRALES 26 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

02 Z∘

Log(L λ)[L ∘Å-

1 M∘-

1 ]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

04 Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

file=357911131415171921232527293133353639414345474951535557596163

(a) (b)Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

file=357911131517192123252729313335373941434547495153555759

25Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

y136y135y132y131y130y129y128y127y125y122y121y120y119y118y117y116y115y114y109y106y98y95y94y93y92y90y88y89y97y86y85y84y83y81y59y58y57y56y55y54x51y51y49x48y48y47y46y40y39

(c) (d)

Figura 31 Espectros de SSPs del modelo BC03 Bruzual amp Charlot 2003 para diferentesmetalicidades (a) 02Z (m42) (b) 04Z (m52) (c) 1Z(m62) (d) 25Z(m72) cadametalicidad contiene 50 SSPs con edades entre 2times 106 y 13times 1010 anos Resolucion de3A

33 BASES ESPECTRALES 27 Marıa E Rojas A

CAPITULO 4

Extraccion y Analisis de Espectros

El espectro original se obtuvo con el espectrografo ISIS del telescopio William Herschel de4 2m (WHT) instalado en la Palma (Canarias) utilizando las configuraciones R300B -CCD EEV 12 y R316R - CCD MARCONI2 para los brazos azul y rojo respectivamenteentre 3000A- 5000A y 5000A - 7800A con una escala de 149 segundos de arcomm alo largo de la hendidura El espectro fue cedido por la doctora Rosa Gomez Delgadodel Instituto de Astrofısica de Andalucia Los detalles de la observacion se encuentranregistrados en la tabla 41

Fecha Brazo CCD+gratting Slit PA Slit width (arcsec) texp[sec]

20050910 Red MARCONI2+R316R 88593063 1237020 900

20050909 Blue EEV12+R300B 88620857 1237020 900

Cuadro 41 Resumen de las observaciones espectroscopicas de NGC6240

41 Reduccion

En un espectro obtenido con una apertura donde no es posible identificar cual es lazona espacialmente localizada se hace necesario encontrar la orientacion espacial a fin deajustar la imagen espectral respecto a una imagen fotografica de orientacion conocida Estareorientacion fue realizada por Rosa Gomez Delgado y Mario A Higuera G con rutinas deIRAF (Image Reducction and Astronomical Facilities ver httpwwwirafcom) tomandocomo imagen fotografica de referencia la dispuesta en la base del Telescopio EspacialHubble (HST) ver httphubblesiteorggallery

28

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Figura 41 Reduccion espectral para el filtro Rojo separacion espacial fuente Mario AHiguera G

Un vez reorientado el espectro original se realizo una separacion de la cantidad de luzque paso a traves de la apertura del instrumento para los filtros rojo y azul a lo largodel rango espacial definido En la apertura espacial aparecen todas las fuentes de emisionpresentes en el momento del registro Al visualizarlas con la rutina apall de IRAF figura41 se separan las regiones de estudio

El analisis permito identificar y reducir seis zonas en total para cada filtro que al sersuperpuestas con la imagen fotografica espacial de NGC6240 se distiguieron ası zona Inucleo del sur zona II proximidad hacia el sur de la zona I zona III proximidad hacia elnorte del registro fotografico zona IV nucleo del norte zona V seccion intermedia entrelos dos nucleos y finalmente la zona VI estrella de calibracion

De todas las zonas se obtuvo un espectro para cada filtro estos fueron normalizados ypromediados con el fin de dar unicidad y ası permitir visualizar un espectro del visible enun rango entre 3200A y 7200A para todas las zonas Los espectros obtenidos se corrigieronpor Doppler (z = 0024480 NED ver httpnedipaccaltechedu) y exceso de colorasociado al polvo segun Cardelli et al (1989) en donde

E(BminusV ) = minus232 log

(Rint

Robs

)siendo Rint = 31 y Robs =HαHβ la relacion de flujos previamnete calibados de las lıneasHα y Hβ medidos por tecnica de separacion en LINER1

1LINER herramienta computacional del reporte interno de Richard W Pogge la cual utiliza una

41 REDUCCION 29 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Figura 42 Imagen fotografica del HST de NGC6240

Los espectros al final de la reduccion que se utilizaron para este trabajo se presentan enla figura 43

Al realizar el analisis de cada una de las zonas reducidas se encuentra que las zonas Iy IV presentan espectros asociados a nucleos activos las zonas II y III corresponden alas regiones adyacentes de estos nucleos que debido a su baja razon senal-ruido no serananalizadas en este trabajo la zona V corresponde a la zona intermedia debida a la fuertecomponente estelar presente en el espectro y finalmente la zona VI presenta un espectrocaracterıstico de una estrella identificada en la imagen fotografica que se utiliza comopatron de referencia figura 42

tecnica que define un continuo arbitrario sobre el cual es posible marcar el centro esperado de una lıneasobre un espectro esto permite adquirir los valores de λ centro de lınea FWHM ancho equivalente yflujo de las lıneas tanto de emision como de absorcion

41 REDUCCION 30 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

0

2eminus13

4eminus13

6eminus13

8eminus13

λ[Å]4000 5000 6000

Zona I

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

0

2eminus16

4eminus16

6eminus16

8eminus16

1eminus15

12eminus15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona II

(a) (b)

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

minus2eminus16

minus1eminus16

0

1eminus16

2eminus16

3eminus16

4eminus16

λ[Å]3000 4000 5000 6000 7000

Zona III

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

0

5eminus14

1eminus13

15eminus13

2eminus13

25eminus13

3eminus13

35eminus13

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona IV

(c) (d)

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

minus1eminus16

0

1eminus16

2eminus16

3eminus16

4eminus16

5eminus16

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona V

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

2eminus17

4eminus17

6eminus17

8eminus17

1eminus16

12eminus16

λ[Å]4000 5000 6000 7000

ZonaVI

(e) (f)

Figura 43 Espectros reducidos del visible para NGC6240 (a) Zona I (b) Zona II (c)Zona III (d) Zona IV (e) Zona V (f) Zona VI

41 REDUCCION 31 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

42 Caracterizacion

Los espectros de las zonas I y IV son caracterizados por los valores de λ centro de lıneaFWHM ancho equivalente y flujo de las lıneas de absorcion y emision los cuales se puedenobservar en las tablas 42 y 43 para cada zona respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259856 141934 121105 932365

He I lowast 3820000 38243220 240649 -368885 -331320

[Ne III] 3868760 38665283 196365 960760 849525

K-Ca II lowast 3933000 39298906 825863 -438132 -378235

H-Ca II lowast 3968000 39671277 970000 -270968 -230588

He I 4026000 40302915 870264 207639 172326

[S II] 4068600 40671338 613711 167254 136787

Fe II 4178862 41774009 188631 0157450 0123046

Hδ 4101740 41114917 365668 0608985 0489181

Hγ 4340471 43366045 920191 176589 128710

Hβ 4861300 48590737 156186 132648 538800

[O III] 4958900 49586538 303193 112192 394091

[ OIII] 5006840 50054878 217619 263052 856364

C-C lowast 5165000 51681416 204788 -181874 -0543207

Fe II 5197570 51986562 182212 770700 227194

Na-I(D) lowast 5892000 58881143 119381 -971280 -202980

[O I] 6300304 62998452 208984 297493 540325

[O I] 6363776 63638130 213094 886981 157329

[N II] 6548050 65467163 236476 372079 629095

Hα 6562819 65614551 236476 988640 172153

[N II] 6583460 65830864 236476 950283 194036

[S II] 6716440 67180718 184565 402939 743104

[S II] 6730810 67330210 184565 288223 514382lowast Lınea de absorcion

Cuadro 42 Lıneas identificadas en la Zona I de NGC6240

En la caracterizacion de las dos zonas sobresale una significativa emision de Hβ [OIII]5007A Hα y [NII] 6585A asociadas a la formacion estelar o actividad del nucleo galacticoTambien es posible observar la presencia de lıneas de emision de HeI [OI] en conjuntocon la serie de Balmer Ası mismo fue posible medir la lınea de emision [OII] en 3727Ajunto con las lıneas de H-Ca K-Ca

42 CARACTERIZACION 32 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3728815 37295811 139871 980735 752002

[Ne III] 3868760 38702319 202032 129640 988668

K-Ca II lowast 3933000 39331504 649803 -303453 -241752

H-Ca II lowast 3968000 39680195 689754 -287500 -234462

G-banda lowast 4301000 43048105 301566 -703450 -553622

Hγ 4340471 43404194 808685 104001 0771791

Hβ 4861300 48625376 157743 105704 477370

[O III] 4958900 49602510 204316 867190 374412

[O III] 5006840 50088350 156499 203541 858706

C-C lowast 5165000 51694761 221025 -478236 -186147

[O I] 6300304 62999092 223367 346819 593403

[O I] 6363776 63637612 260837 125170 209970

[N II] 6548050 65507192 180655 374786 791877

Hα 6562819 65663501 180655 788344 165570

[N II] 6583460 65867407 180655 101594 211693

[S II] 6716440 67188540 132432 320833 634206

[S II] 6730810 67328965 185795 414013 81368lowast Lınea de absorcion

Cuadro 43 Lıneas identificadas en la Zona IV de NGC6240

42 CARACTERIZACION 33 Marıa E Rojas A

CAPITULO 5

Espectroscopıa Sintetica

Ajustada la sintesis de poblacion estelar inherente al codigo Starlight se estudio la galaxiaNGC6240 y se obtuvieron propiedades fısicas tales como la composicion estelar a lo largode la historia de la formacion estelar de la galaxia bajo la biblioteca de Bruzual y Char-lot (2003) parametros cineticos como extincion por polvo AV y el vector de poblacionestelar en terminos de una fraccion de luz(xj) obtenidos con la interprestacion del porcen-taje de formacion estelar sintetica y las caracterısticas de las lıneas de absorcion obtenidas

51 Sıntesis espectral

Con el fin de encontrar la sintesis de la poblacion estelar de los dos nucleos del sistema encolision NGC6240 se ejecuto el codigo Starlight para las zonas en las que era posible vi-sualizar la regiones centrales de cada nucleo zonas I y IV Con estos espectros de entradase ejecutaron las combinaciones lineales de la base de Bruzual y Charlot (2003) para lasmetalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z individualmente con esto se identificaron laspoblaciones estelares que contribuıan en la reproduccion sintetica de cada zona Con baseen estos resultados parciales finalmente se construyo la base que mejor representa cadazona respectivamente Esta contiene 200 poblaciones estelares con edades entre 2 times 106

y 13times1010 anos resolucion de 3A en un rango de 3200A a 9500A con metalicidades de02Z 04Z 1Z y 25Z rutas evolutivas de Padova 1994 libreria STELIB y funcionmasa inicial de Chabrier (2003)

La busqueda del mejor ajuste entre el espectro de entrada y el espectro de salida se centroen disminuir al maximo el valor de la relacion [chi2Nleff ] la cual relaciona el valor delχ2 de cada valor de λ Otro valor que se tuvo en cuenta fue la desviacion media porcentual

34

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

de todos los pıxeles con relacion al espectro de entrada [adev( )] los mejores valores seregistraron en la tabla 51

Parametro Zona I Zona IV

[chi2Nleff ] 137545 113193

[adev( )] 638644 446156

Cuadro 51 Calidad del ajuste de Starlight

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

Figura 51 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral I de NGC6240 (trazo negro)

Los espectros de la formacion estelar logrados con este ajuste se muestran en las figuras51 y 52 en donde el trazo rojo representa la formacıon estelar asociada al espectro deentrada representado con el trazo negro de las zonas I y IV respectivamente

En estas figuras se puede observar una componente de absorcion sintetica por cada lıneade emision observada del espectro de entrada como es el caso de las lıneas en la longitudde onda de 3740A 3796A 3837A 3887A 3933A 3969A 4098A 4338A 4100A 4339A4860A 6548A las cuales corresponde a transiciones electronicas conocidas y definidas enel cuadro 11

51 SINTESIS ESPECTRAL 35 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

ObservadoSinteacutetico

Figura 52 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral IV de NGC6240 (trazo negro)

51 SINTESIS ESPECTRAL 36 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

52 Sustraccion espectral

Un vez definida la formacion estelar de cada una de la zonas espectrales se realizo unasustraccion de la formacion estelar asociada a cada zona con el fin de descontaminar elespectro de emision del nucleo activo filtrando ası un espectro de mejores caracterısticasel cual es posible observar en el trazo azul de las figuras 53 y 54

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 53 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral I de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral I de NGC6240 (negro)obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z(b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 37 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 54 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral VI de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral IV de NGC6240(negro) obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Zy 25Z (b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 38 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

53 Caracterizacion espectral

Cada uno de los espectros se caracterizo con la identificacion de todas las lıneas de emisionpresentes en ellas una vez realizada la sustraccion mediante un ajuste de tipo gaussianodefinido en un continuo aleatorio en el software LINER siendo posible obtener el centrode lınea el ancho total a la mitad de la altura (FWHM) y el flujo total visualizados enlas tablas 53 y 53 para las zonas I y IV respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259714 145056 273839 953139

H11 3770630 37686479 440904 425545 149716

H10 3797898 37960681 401993 326624 112110

H9 3835384 38334482 367421 376538 124836

[Ne III] 3868760 38685388 179806 168928 541474

K Ca-II lowast 3933000 39294148 131932 -206818 -623528

H Ca-II 3968000 39691155 446669 468596 135456

He I 4026000 40263750 264590 900988 244257

[S II] 4068600 40721025 240745 173767 446216

Hδ 4101740 40978579 169919 276703 688289

Hγ 4340471 43382275 130266 353231 612874

Hβ 4861300 48594336 151258 -677140 792772

[O III] 4958900 49571484 182238 -129678 227669

[O III] 5006840 50056445 189935 -360470 737521

Fe II 5197570 51990830 217043 -909013 291244

[O I] 6300304 62998164 236848 -365105 644235

[O I] 6363776 63634268 280102 -542065 239085

[NII] 6548050 65466426 250518 -330128 652055

Hα 6562819 65614375 250518 -114643 186725

[N II] 6583460 65836201 250518 -195511 214778

[S II] 6716440 67192485 222886 -472177 102774

[S II] 6730810 67358408 222886 -280570 502474lowast Lınea de absorcion

Cuadro 52 Lıneas de Emision Zona I de NGC6240

531 Clasificacion de NGC6240

Para clasificar a NGC6240 entre los tipos de nucleo activo descritos en la literatura seutilizo las razones de flujo para la ubicacion de este sistema en el diagrama BPT (Bald-win Phillips amp Terlevich 1981) descrito en Cid Fernandes et al (2010) como la mejorseparacion entre galaxias tipo Seyfert LINER y de formacion estelar fuerte mediante la

53 CARACTERIZACION ESPECTRAL 39 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[ O I] 3726032 37296033 143969 -221934 787713

[Ne III] 3868760 38706140 118089 -233171 399531

K Ca-II lowast 3933000 39330952 120923 341232 -383848

S II 4076349 40792864 693475 913706 854107

Hδ 4101742 41004019 936462 679737 301683

Fe II lowast 4303176 43052456 192020 -119689 -283858

Hγ 4340471 43394087 100879 155567 419237

Hβ 4861300 48617803 144197 -647377 680787

[O III] 4958900 49606152 172003 -194691 316305

[O III] 5006840 50090156 161854 -479744 914152

[O I] 6300304 63029087 178476 -155210 621454

[O I] 6363776 63667563 189027 334244 199334

[N II] 6548050 65512285 184697 -152528 896611

Hα 6562819 65665557 184697 -1004495E+06 173249

[N II ] 6583460 65869326 184697 711567 217207

[S II] 6716440 67182754 122346 -459232 516263

[S II] 6730810 67316655 212515 -152349 100130lowast Lınea de absorcion

Cuadro 53 Lıneas de Emision Zona IV de NGC6240

relacion de los flujos de las lıneas de emision de Hα Hβ [NII]λ6584 y [OIII]λ5007 enlog([NII]λ6584 Hα) y log([OIII]λ5007Hβ) que para el caso de la region VI es

log([NII]λ6584 Hα) =020

y

log([OIII]λ5007 Hβ) =-028

lo que ubica a NGC6240 en el diagrama BPT dentro de las galaxia tipo LINER en con-cordancia con el catalogo de Veron-Cetty de (2006)

54 Propiedades fısicas de NGC6240

Los parametros derivados del mejor modelo de la sıntesis permiten adicionalmente calcu-lar y encontrar algunas propiedades fısicas de la galaxia tabla 54 A partir de cada unode estos parametros fue posible asociar las siguientes propiedades

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 40 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Parametro Definicion Zona I Zona IV

[summinus of minus xj( )] Vector de poblacion estelar 9422336 9897032

[Miniminus tot] Fraccion de masa 846570E+02 706677E+03

[Mcor minus tot] Logaritmo de la masa estelar [M] 613714E+02 363687E+03

[v0minusmin(kms)] -11323 -13292

[vdminusmin(kms)] 4700 8439

[AV minusmin(mag)] Atenuacion del polvo [magnitud] -10000 -10000

Cuadro 54 Calidad del ajuste de Starlight

Zona OSP IPS YPS

I 0 176488 765745

IV 06582 355544 614753

Cuadro 55 Porcentaje de formacion estelar sintetica de NGC6240 poblacion estelar joven(YSPs) t le 0 1 Giga anos poblacion estelar con edad intermedia (ISP) 0 1 lt tISP le 2Giga anos la poblacion estelar con edad superior (OSP) 125 Giga ano Rodrıguez ZaurınJ et al (2008)

EdadLa interpretacion del termino [summinus of minus xj( )] vector poblacion xj discutido enla seccion 31 permitio clasificar la poblacion estelar sintetica en i poblacion estelarjoven (YSPs) con componentes estelares de edad t le 0 1 Giga ano ii poblacionestelar con edad intermedia (ISP) con componentes de edad entre 0 1 lt tISP le 2Giga ano y iii poblacion estelar con edad superior (OSP) con componentes de edadmayor que 12 5 Giga ano Rodrıguez Zaurın J et al (2008) Es entonces como alrealizar un tabulacion de este vector en la sıntesis de NGC6240 se puede concluirque mas del 60 de la poblacion estelar corresponde a poblacion estelar joven elporcentaje de cada componente segun la zona se especifica en la cuadro 55

MetalicidadEl porcentaje de las metalicidades empleadas para reproducir el sistema NGC6240fueron tabulados en el cuadro 56 Se puede concluir que existe una contribucion depoblacion estelar de tipo frıo K o M ya que la metalicidad de este tipo de poblacioneses aproximadamente cero mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para lazona IV pertenecen a poblaciones mas calientes de tipo espectral O y M

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 41 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Zona 02Z( ) 04Z( ) 1Z( ) 25Z( )

I 219 3618 5583 00002

IV 1289 4501 4105 0

Cuadro 56 Porcentaje de la metalicidad media en la sıntesis de NGC6240

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 42 Marıa E Rojas A

CAPITULO 6

Conclusiones

Del mapeo de la galaxia NGC 6240 se logro extraer un espectro de buenas caracte-rısticas correspondiente a las zonas I y IV las cuales responden a las zonas espacialesde los nucleos de la galaxia mientras que para las demas zonas es necesario aunrealizar algunas reducciones con mayor detalle para lograr ası eliminar el alto ruidopresente en los espectros

Sobre los espectros espacialmente definidos se realizo una extraccion que permitioidentificar las lıneas de emision y absorcion presente en la zonas I y IV

Con base en la combinacion de las bases de poblaciones estelares de Bruzual GCharlot S (2003) se construyo un espectro sintetico de buenas caracterısticas conla ejecucion de Spectral Synthesis Code -Starlight Cid Fernandes R (2005) en laszonas I y IV

Se realizo una sustraccion entre el espectro observado y el espectro sintetico a fin deeliminar la componente de absorcion asociada con la formacion estelar reproducidacon el espectro sintetico obtenido dando origen a una tabla de flujos reales de lıneasde emision que no habıan sido posible medir debido a la superposicion de las lıneasde absorcion asociadas a la actividad de formacion estelar de la galaxia huesped

La poblacion estelar presente en el espectro sintetico de NGC 6240 segun la literaturade Rodrıguez Zaurın J (2008) es una poblacion estelar joven con edades entret le 0 1 Giga ano con un porcentaje del 765745 en la zona I y 614753 enla zona IV La poblacion estelar con edad intermedia entre 0 1 lt tISP le 2 Gigaano presentan un porcentaje mas bajo del 176488 y 355544 en las zonas I yIV respectivamente Mientras que la poblacion estelar mayor de 125 Giga ano notienen asociado ningun porcentaje en la contribucion del espectro sintetico

43

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Existe una poca contribucion de poblacion estelar de tipo frıo K o M en NGC6240ya que la metalicidad de este tipo de poblaciones es aproximadamente cero en lasıntesis espectral mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para la zona IVpertenecen a poblaciones jovenes de tipo espectral O y M

44 Marıa E Rojas A

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BIBLIOGRAFIA 50 Marıa E Rojas A

CAPITULO 7

Anexos

SSP Edad [anos] Z Mstar

bc2003-hr-m42-chab-ssp-032spec 000174e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-034spec 000191e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-051spec 000417e9 000400 09666

bc2003-hr-m42-chab-ssp-052spec 000437e9 000400 09622

bc2003-hr-m42-chab-ssp-053spec 000457e9 000400 09579

bc2003-hr-m42-chab-ssp-054spec 000479e9 000400 09534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-055spec 000501e9 000400 09488

bc2003-hr-m42-chab-ssp-070spec 001000e9 000400 08862

bc2003-hr-m42-chab-ssp-073spec 001148e9 000400 08752

bc2003-hr-m42-chab-ssp-074spec 001202e9 000400 08716

bc2003-hr-m42-chab-ssp-075spec 001259e9 000400 08680

bc2003-hr-m42-chab-ssp-076spec 001318e9 000400 08644

bc2003-hr-m42-chab-ssp-077spec 001380e9 000400 08608

bc2003-hr-m42-chab-ssp-078spec 001445e9 000400 08571

bc2003-hr-m42-chab-ssp-079spec 001514e9 000400 08534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-080spec 001585e9 000400 08501

bc2003-hr-m42-chab-ssp-081spec 001660e9 000400 08469

bc2003-hr-m42-chab-ssp-082spec 001738e9 000400 08436

Continua en la pagina siguiente

51

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m42-chab-ssp-084spec 001905e9 000400 08369

bc2003-hr-m42-chab-ssp-087spec 002188e9 000400 08269

bc2003-hr-m42-chab-ssp-088spec 002291e9 000400 08237

bc2003-hr-m42-chab-ssp-112spec 006405e9 000400 07525

bc2003-hr-m42-chab-ssp-113spec 007187e9 000400 07446

bc2003-hr-m42-chab-ssp-114spec 008064e9 000400 07366

bc2003-hr-m42-chab-ssp-115spec 009048e9 000400 07287

bc2003-hr-m42-chab-ssp-116spec 010152e9 000400 07207

bc2003-hr-m42-chab-ssp-117spec 011391e9 000400 07130

bc2003-hr-m42-chab-ssp-118spec 012780e9 000400 07064

bc2003-hr-m42-chab-ssp-119spec 014340e9 000400 06997

bc2003-hr-m42-chab-ssp-120spec 016090e9 000400 06930

bc2003-hr-m42-chab-ssp-121spec 018053e9 000400 06863

bc2003-hr-m42-chab-ssp-122spec 020256e9 000400 06800

bc2003-hr-m42-chab-ssp-123spec 022727e9 000400 06738

bc2003-hr-m42-chab-ssp-124spec 025500e9 000400 06676

bc2003-hr-m42-chab-ssp-125spec 028612e9 000400 06613

bc2003-hr-m42-chab-ssp-126spec 032103e9 000400 06550

bc2003-hr-m42-chab-ssp-127spec 036020e9 000400 06486

bc2003-hr-m42-chab-ssp-128spec 040415e9 000400 06427

bc2003-hr-m42-chab-ssp-129spec 045347e9 000400 06370

bc2003-hr-m42-chab-ssp-130spec 050880e9 000400 06313

bc2003-hr-m42-chab-ssp-131spec 057088e9 000400 06256

bc2003-hr-m42-chab-ssp-132spec 064054e9 000400 06197

bc2003-hr-m42-chab-ssp-133spec 071870e9 000400 06140

bc2003-hr-m42-chab-ssp-134spec 080640e9 000400 06082

bc2003-hr-m42-chab-ssp-135spec 090479e9 000400 06024

bc2003-hr-m42-chab-ssp-201spec 1500000e9 000400 04919

bc2003-hr-m42-chab-ssp-204spec 1575000e9 000400 04915

bc2003-hr-m42-chab-ssp-214spec 1825000e9 000400 04875

bc2003-hr-m42-chab-ssp-218spec 1925000e9 000400 04872

bc2003-hr-m52-chab-ssp-031spec 000166e9 000800 10000

Continua en la pagina siguiente

52 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-032spec 000174e9 000800 10000

bc2003-hr-m52-chab-ssp-034spec 000191e9 000800 10000

bc2003-hr-m52-chab-ssp-051spec 000417e9 000800 09645

bc2003-hr-m52-chab-ssp-052spec 000437e9 000800 09599

bc2003-hr-m52-chab-ssp-054spec 000479e9 000800 09496

bc2003-hr-m52-chab-ssp-055spec 000501e9 000800 09443

bc2003-hr-m52-chab-ssp-070spec 001000e9 000800 08827

bc2003-hr-m52-chab-ssp-073spec 001148e9 000800 08725

bc2003-hr-m52-chab-ssp-074spec 001202e9 000800 08691

bc2003-hr-m52-chab-ssp-075spec 001259e9 000800 08657

bc2003-hr-m52-chab-ssp-076spec 001318e9 000800 08622

bc2003-hr-m52-chab-ssp-077spec 001380e9 000800 08587

bc2003-hr-m52-chab-ssp-078spec 001445e9 000800 08552

bc2003-hr-m52-chab-ssp-079spec 001514e9 000800 08517

bc2003-hr-m52-chab-ssp-080spec 001585e9 000800 08485

bc2003-hr-m52-chab-ssp-081spec 001660e9 000800 08453

bc2003-hr-m52-chab-ssp-082spec 001738e9 000800 08420

bc2003-hr-m52-chab-ssp-083spec 001820e9 000800 08387

bc2003-hr-m52-chab-ssp-084spec 001905e9 000800 08354

bc2003-hr-m52-chab-ssp-087spec 002188e9 000800 08256

bc2003-hr-m52-chab-ssp-088spec 002291e9 000800 08226

bc2003-hr-m52-chab-ssp-112spec 006405e9 000800 07527

bc2003-hr-m52-chab-ssp-113spec 007187e9 000800 07451

bc2003-hr-m52-chab-ssp-114spec 008064e9 000800 07376

bc2003-hr-m52-chab-ssp-115spec 009048e9 000800 07301

bc2003-hr-m52-chab-ssp-116spec 010152e9 000800 07226

bc2003-hr-m52-chab-ssp-117spec 011391e9 000800 07150

bc2003-hr-m52-chab-ssp-118spec 012780e9 000800 07088

bc2003-hr-m52-chab-ssp-119spec 014340e9 000800 07026

bc2003-hr-m52-chab-ssp-120spec 016090e9 000800 06963

bc2003-hr-m52-chab-ssp-121spec 018053e9 000800 06900

bc2003-hr-m52-chab-ssp-122spec 020256e9 000800 06838

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53 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-123spec 022727e9 000800 06781

bc2003-hr-m52-chab-ssp-124spec 025500e9 000800 06723

bc2003-hr-m52-chab-ssp-125spec 028612e9 000800 06665

bc2003-hr-m52-chab-ssp-126spec 032103e9 000800 06607

bc2003-hr-m52-chab-ssp-127spec 036020e9 000800 06548

bc2003-hr-m52-chab-ssp-128spec 040415e9 000800 06490

bc2003-hr-m52-chab-ssp-129spec 045347e9 000800 06434

bc2003-hr-m52-chab-ssp-130spec 050880e9 000800 06377

bc2003-hr-m52-chab-ssp-131spec 057088e9 000800 06318

bc2003-hr-m52-chab-ssp-132spec 064054e9 000800 06266

bc2003-hr-m52-chab-ssp-133spec 071870e9 000800 06205

bc2003-hr-m52-chab-ssp-134spec 080640e9 000800 06145

bc2003-hr-m52-chab-ssp-135spec 090479e9 000800 06086

bc2003-hr-m52-chab-ssp-201spec 1500000e9 000800 04936

bc2003-hr-m52-chab-ssp-204spec 1575000e9 000800 04935

bc2003-hr-m52-chab-ssp-214spec 1825000e9 000800 04887

bc2003-hr-m52-chab-ssp-218spec 1925000e9 000800 04882

bc2003-hr-m62-chab-ssp-031spec 000166e9 002000 10000

bc2003-hr-m62-chab-ssp-032spec 000174e9 002000 10000

bc2003-hr-m62-chab-ssp-034spec 000191e9 002000 09996

bc2003-hr-m62-chab-ssp-051spec 000417e9 002000 09535

bc2003-hr-m62-chab-ssp-052spec 000437e9 002000 09482

bc2003-hr-m62-chab-ssp-054spec 000479e9 002000 09384

bc2003-hr-m62-chab-ssp-055spec 000501e9 002000 09342

bc2003-hr-m62-chab-ssp-070spec 001000e9 002000 08751

bc2003-hr-m62-chab-ssp-071spec 001047e9 002000 08716

bc2003-hr-m62-chab-ssp-072spec 001096e9 002000 08680

bc2003-hr-m62-chab-ssp-073spec 001148e9 002000 08644

bc2003-hr-m62-chab-ssp-074spec 001202e9 002000 08608

bc2003-hr-m62-chab-ssp-075spec 001259e9 002000 08572

bc2003-hr-m62-chab-ssp-076spec 001318e9 002000 08535

bc2003-hr-m62-chab-ssp-077spec 001380e9 002000 08503

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54 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-078spec 001445e9 002000 08472

bc2003-hr-m62-chab-ssp-079spec 001514e9 002000 08440

bc2003-hr-m62-chab-ssp-081spec 001660e9 002000 08375

bc2003-hr-m62-chab-ssp-082spec 001738e9 002000 08342

bc2003-hr-m62-chab-ssp-084spec 001905e9 002000 08276

bc2003-hr-m62-chab-ssp-087spec 002188e9 002000 08189

bc2003-hr-m62-chab-ssp-088spec 002291e9 002000 08159

bc2003-hr-m62-chab-ssp-112spec 006405e9 002000 07502

bc2003-hr-m62-chab-ssp-113spec 007187e9 002000 07429

bc2003-hr-m62-chab-ssp-114spec 008064e9 002000 07360

bc2003-hr-m62-chab-ssp-115spec 009048e9 002000 07291

bc2003-hr-m62-chab-ssp-116spec 010152e9 002000 07221

bc2003-hr-m62-chab-ssp-117spec 011391e9 002000 07150

bc2003-hr-m62-chab-ssp-118spec 012780e9 002000 07093

bc2003-hr-m62-chab-ssp-119spec 014340e9 002000 07036

bc2003-hr-m62-chab-ssp-120spec 016090e9 002000 06978

bc2003-hr-m62-chab-ssp-121spec 018053e9 002000 06920

bc2003-hr-m62-chab-ssp-122spec 020256e9 002000 06862

bc2003-hr-m62-chab-ssp-123spec 022727e9 002000 06808

bc2003-hr-m62-chab-ssp-124spec 025500e9 002000 06754

bc2003-hr-m62-chab-ssp-125spec 028612e9 002000 06700

bc2003-hr-m62-chab-ssp-126spec 032103e9 002000 06646

bc2003-hr-m62-chab-ssp-127spec 036020e9 002000 06592

bc2003-hr-m62-chab-ssp-128spec 040415e9 002000 06538

bc2003-hr-m62-chab-ssp-129spec 045347e9 002000 06484

bc2003-hr-m62-chab-ssp-130spec 050880e9 002000 06430

bc2003-hr-m62-chab-ssp-131spec 057088e9 002000 06376

bc2003-hr-m62-chab-ssp-132spec 064054e9 002000 06322

bc2003-hr-m62-chab-ssp-133spec 071870e9 002000 06265

bc2003-hr-m62-chab-ssp-134spec 080640e9 002000 06209

bc2003-hr-m62-chab-ssp-135spec 090479e9 002000 06152

bc2003-hr-m62-chab-ssp-201spec 1500000e9 002000 04999

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55 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-204spec 1575000e9 002000 04991

bc2003-hr-m62-chab-ssp-214spec 1825000e9 002000 04946

bc2003-hr-m62-chab-ssp-218spec 1925000e9 002000 04941

bc2003-hr-m72-chab-ssp-031spec 000166e9 005000 09918

bc2003-hr-m72-chab-ssp-032spec 000174e9 005000 09933

bc2003-hr-m72-chab-ssp-034spec 000191e9 005000 09890

bc2003-hr-m72-chab-ssp-051spec 000417e9 005000 09299

bc2003-hr-m72-chab-ssp-052spec 000437e9 005000 09260

bc2003-hr-m72-chab-ssp-054spec 000479e9 005000 09186

bc2003-hr-m72-chab-ssp-055spec 000501e9 005000 09147

bc2003-hr-m72-chab-ssp-070spec 001000e9 005000 08524

bc2003-hr-m72-chab-ssp-071spec 001047e9 005000 08491

bc2003-hr-m72-chab-ssp-072spec 001096e9 005000 08459

bc2003-hr-m72-chab-ssp-073spec 001148e9 005000 08427

bc2003-hr-m72-chab-ssp-074spec 001202e9 005000 08393

bc2003-hr-m72-chab-ssp-075spec 001259e9 005000 08360

bc2003-hr-m72-chab-ssp-076spec 001318e9 005000 08326

bc2003-hr-m72-chab-ssp-077spec 001380e9 005000 08292

bc2003-hr-m72-chab-ssp-078spec 001445e9 005000 08262

bc2003-hr-m72-chab-ssp-079spec 001514e9 005000 08233

bc2003-hr-m72-chab-ssp-081spec 001660e9 005000 08174

bc2003-hr-m72-chab-ssp-082spec 001738e9 005000 08143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-084spec 001905e9 005000 08081

bc2003-hr-m72-chab-ssp-087spec 002188e9 005000 07990

bc2003-hr-m72-chab-ssp-088spec 002291e9 005000 07958

bc2003-hr-m72-chab-ssp-112spec 006405e9 005000 07345

bc2003-hr-m72-chab-ssp-113spec 007187e9 005000 07278

bc2003-hr-m72-chab-ssp-114spec 008064e9 005000 07211

bc2003-hr-m72-chab-ssp-115spec 009048e9 005000 07144

bc2003-hr-m72-chab-ssp-116spec 010152e9 005000 07092

bc2003-hr-m72-chab-ssp-117spec 011391e9 005000 07039

bc2003-hr-m72-chab-ssp-118spec 012780e9 005000 06985

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56 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m72-chab-ssp-119spec 014340e9 005000 06930

bc2003-hr-m72-chab-ssp-120spec 016090e9 005000 06876

bc2003-hr-m72-chab-ssp-121spec 018053e9 005000 06823

bc2003-hr-m72-chab-ssp-122spec 020256e9 005000 06771

bc2003-hr-m72-chab-ssp-123spec 022727e9 005000 06720

bc2003-hr-m72-chab-ssp-124spec 025500e9 005000 06669

bc2003-hr-m72-chab-ssp-125spec 028612e9 005000 06618

bc2003-hr-m72-chab-ssp-126spec 032103e9 005000 06566

bc2003-hr-m72-chab-ssp-127spec 036020e9 005000 06514

bc2003-hr-m72-chab-ssp-128spec 040415e9 005000 06461

bc2003-hr-m72-chab-ssp-129spec 045347e9 005000 06410

bc2003-hr-m72-chab-ssp-130spec 050880e9 005000 06356

bc2003-hr-m72-chab-ssp-131spec 057088e9 005000 06302

bc2003-hr-m72-chab-ssp-132spec 064054e9 005000 06253

bc2003-hr-m72-chab-ssp-133spec 071870e9 005000 06196

bc2003-hr-m72-chab-ssp-134spec 080640e9 005000 06143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-135spec 090479e9 005000 06088

bc2003-hr-m72-chab-ssp-201spec 1500000e9 005000 04972

bc2003-hr-m72-chab-ssp-204spec 1575000e9 005000 04960

bc2003-hr-m72-chab-ssp-214spec 1825000e9 005000 04924

bc2003-hr-m72-chab-ssp-218spec 1925000e9 005000 04908

Cuadro 71 Base N

57 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

3416 3436 [Ne v] 34260

3718 3735 [O II] 37260

3720 3737 [O II] 37288

3796 3802 H10 37979

3833 3841 H90 38354

3862 3871 [Ne III] 38691

3882 3891 H8 HeI 38890

3961 3973 [Ne III] 39678

3961 3974 Hε 39701

4024 4030 He I 40262

4067 4070 [S II] 40686

4095 4107 Hδ 41017

4332 4346 Hγ 43405

4469 4475 He I 44715

4854 4868 Hβ 48613

4947 4968 [O III] 49589

4998 5019 [O III] 50068

5009 5022 He I 50157

5156 5164 [Fe VII] 51584

5193 5202 [N I] 51991

5267 5274 [Fe III] 52704

5868 5883 He I 58756

6296 6303 [O I] 63003

6303 6315 [S III] 63121

6355 6372 [O I] 63638

6538 6591 [N II] 65480

6547 6576 Hα 65628

6575 6591 [N II] 65835

6667 6681 He I 66782

6710 6743 [S II] 67164

6718 6743 [S II] 67308

7061 7072 He I 70652

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58 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

7125 7142 [Ar III] 71358

7315 7329 [O II] 73195

7320 7335 [O II] 73302

6845 6945 BC03 lowastlowast7165 7210 BC03 lowastlowast7550 7725 BC03 lowastlowast5880 5906 NaD 5890 lowast lowast lowast9059 9079 [S III] 90690

lowast Lınea de emision

lowastlowast Region en la problematica Bruzual y Charlot (2003)

lowast lowast lowast Absorcion del medio interestelar en 5896A

Cuadro 72 Mascara General desarrollada por NataliaVale Asari (2005) para Starlight

59 Marıa E Rojas A

  • Acroacutenimos
  • Introduccioacuten
  • Fundamentos de Espectroscopiacutea
    • Fundamentos
    • Espectros Astrofiacutesicos
    • Nuacutecleos Activos de Galaxias
      • Sistema NGC6240
      • Sistema NGC6240
      • Coacutedigo de Siacutentesis Espectral
        • Modelo Fiacutesico - Matemaacutetico
        • Modelo Computacional
        • Bases Espectrales
          • Construccioacuten de una Poblacioacuten Estelar Simple (SSPs)
          • Modelos de Poblaciones Estelares Simples
              • Extraccioacuten y Anaacutelisis de Espectros
                • Reduccioacuten
                • Caracterizacioacuten
                  • Espectroscopiacutea Sinteacutetica
                    • Siacutentesis espectral
                    • Sustraccioacuten espectral
                    • Caracterizacioacuten espectral
                      • Clasificacioacuten de NGC6240
                        • Propiedades fiacutesicas de NGC6240
                          • Conclusiones
                            • Bibliografiacutea
                              • Anexos
Page 12: Espectroscop a estelar sint etica, aplicaciones astrof sicas · con modelos estelares que siguen una l nea de tiempo, producidos por la combinacion de bibliotecas de evolucion estelar,

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SDSS Sloan Digital Sky Survey

SED Spectral Energy Distribution

SFR Star Formation Rate

Sy1 Seyfert 1

Sy2 Seyfert 2

ULIRG Ultraluminous Infrared Galaxy

INDICE DE FIGURAS 2 Marıa E Rojas A

Introduccion

El continuo generado por una fuente estelar o galactica en un rango de longitudes de ondaentre 3500 A a 6000 A presenta cambios en su forma al interactuar con una nube a me-nor temperatura como su propia atmosfera en el caso estelar Este proceso fısicamentese atribuye a transiciones electronicas donde los fotones que producen el continuo cedensu energıa siendo en algunos casos la energıa necesaria para que electrones de los atomospresentes en la nube realicen transiciones a un nivel de mayor energıa generando ası undecaimiento en el continuo con la presencia de lıneas de absorcion Sin embargo estosno son los unicos procesos fısicos que pueden influir en el cambio del continuo de unafuente por ejemplo en galaxias con un nucleo activo como huesped se presentan procesosde excitacion generados por la colision de los atomos debidos a las altas temperaturas enla vecindad del disco de acrecion generando un exceso de fotones que se ven reflejadoscon lıneas de emision que se superponen en el continuo de la fuente en la direccion deobservacion

Al obtener el espectro de un nucleo activo se posee informacion de la fuente fotoionizanteresponsable del continuo y sobre el la superposicion de las lıneas de emision El problemadel espectro observado radica en la presencia de lıneas de absorcion que por su naturale-za provienen de la formacion estelar de la zona circundante al nucleo y que contaminanla informacion proveniente del nucleo activo Se hace entonces necesario minimizar laformacion estelar de este espectro mediante modelos matematicos de espectros estelaressemejantes a fin de sustraerlas del espectro original y tener solamente informacion de lafuente

Los modelos matematicos que permiten determinar las propiedades fısicas (edad meta-licidad e historia de la formacion estelar) con base en el continuo y lıneas emitido poruna galaxia consisten en reproducir un espectro integrador mediante la combinacion li-neal de espectros individuales de varias estrellas tomadas de una amplia librerıa (Sprinrad

3

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

amp Taylor 1970 Faber 1972 Pritchet 1977 Pickles 1985) Modelos mas recientes se ba-san en dos metodos de sıntesis de poblacion estelar El primero de ellos es la Sıntesis dePoblacion Estelar Evolutiva (SPEE) que realiza una comparacion de los datos de galaxiascon modelos estelares que siguen una lınea de tiempo producidos por la combinacion debibliotecas de evolucion estelar espectros estelares con funcion de masa inicial (FMI1) ehistoria quımica definida (Arimoto y Yoshii 1987 Guiderdoni y Rocca-Volmerange 1987Bressan et al 1993 Fioc y Rocca-Volmerange 1997 Vazdekis 1999 Bruzual y Char-lot 2003 Le Borgne et al 2003) El segundo metodo es la Sıntesis de Poblacion EstelarSemi-Empırica (SPESE) en la que se reproducen el continuo las lıneas de emision y laslıneas de absorcion con la combinacion lineal de sistemas simples de observaciones de altaresolucion con caracterısticas conocidas como metalicidad masa y edad (Bica 1988 Pe-lat 1997 Cid Fernandes et al 2001 Moultaka et al 2004) y avances teoricos (Prugnielamp Soubiran 2001 Le Borgne et al 2003 Bruzual SCharlot 2003 Bertone et al 2004Gonzalez Delgado et al 2004) reunidas en librerias las de como Vazdekis (1999) y LeBorgne et al (2004) entre otras

Los dos metodos se apoyan tambien en el tipo de datos analizados por ejemplo existenanalisis por colores (Wood 1966) por anchos equivalentes en la lınea de absorcion porındice espectral (Worthey 1994 Kauffmann et al 2003) y por caracterısticas de emisiontanto estelar como nebular (Leitherer et al 1995 Schaerer amp Vacca 1998 Mas-Hesse ampKunth 1991 Kewley et al 2001)

Un resultado claro de la sintesis espectral en el optico es la historia y evolucion de laformacion estelar de las galaxias tipo ULIRG2 que para el caso del sistema en colisionArp220 fue obtenida mediante el codigo Starlight (Cid Fernandes et al 2005) y pos-teriormente confirmada con el codigo Confit (Tadhunter et al 2005 Rodrıguez Zaurınet al 2007) y la obtencion de un chi-cuadrado χ2 entre las observaciones y los modelosde poblaciones estelares simples (J Rodrıguez Zaurın et al 2008) Con la obtencion dela sıntesis de la poblacion estelar del sistema Arp220 fue posible clasificar la poblacionestelar dominante en la region nuclear del sistema y confirmar con la literatura el origende la gran luminosidad de las ULIRG asociada a la interaccion entre galaxia y galaxia

El trabajo de J Rodrıguez Zaurın motiva a realizar una investigacion orientada ahora agalaxias tipo LIRGs3 del universo local (z le 02) como el sistema en fusion NGC6240que tiene una luminosidad de 3 5 times 1011 L en el infrarrojo (Yun amp Carilli 2002) y escatalogado como un nucleo activo (DePoy et al 1986)

1Funcion de Masa Inicial es una funcion de prueba que permite calcular cuanta masa puede tener unaestrella

2Galaxias ultraluminosas infrarrojas (ULIRGs) Untraluminous Infrared Galaxies con luminosidadLIR gt 1012L

3Galaxias luminosas infrarrojas (LIRGs) Luminous Infrared Galaxies con luminosidades entre LIR =1011 minus 1012L

INDICE DE FIGURAS 4 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

El objetivo de este trabajo consistio en recalibrar las lıneas de emision de los espectrosdel sistema NGC6240 que se encuentran contaminadas por las lıneas de absorcion pro-venientes de la formacion estelar de los espectros obtenidos por Rosa Gomez Delgadoinvestigadora adscrita al Instituto Astrofısico de Andalucia (IAA) mediante la obtencionsintetica de la componente estelar utilizando el codigo de sıntesis espectral Starlight ybases espectrales de Bruzual amp Charlot Para desarrollar este trabajo se llevo a cabo unarevision de los fundamentos de la espectroscopıa los cuales estan descritos en el primercapıtulo de este trabajo una caracterizacion del objeto con base en los reportes de laliteartura capıtulo dos y un analisis de la logica del codigo de sıntesis espectral Starlighta fin de encontrar los espectros que mejor reproducen el espectro original de NGC6240utilizando la biblioteca BC03 capıtulos tres y cuatro

Una vez se definio la base y la estructura del codigo se realizo una reduccion del espectrooriginal obteniendo un espectro caracterizado para las seis zonas mas cercanas al nucleoactivo y utilizadas como espectros de entrada en el codigo Starlight Para cada una de laszonas fue posible obtener el espectro sintetico de la poblacion estelar permitiendo carac-terizar la formacion estelar y a su vez recalibrar las lıneas de emision en sus flujos luegode la sutraccion de la componente estelar sintetica de cada zona del sistema NGC6240

INDICE DE FIGURAS 5 Marıa E Rojas A

CAPITULO 1

Fundamentos de Espectroscopıa

La constante agitacion de los atomos y moleculas al interior de materia que se encuentraa una temperatura superior a 3K ocasiona que esta emita radiacion termica ası cuandoun cuerpo se encuentra a una temperatura mayor que la temperatura de su entorno estese enfriara muy rapido debido a que la energıa de emision (del cuerpo) es mayor que laenergıa de absorcion (su entorno) este proceso ocurre hasta que se alcanza el equilibriotermico con el medio La radiacion emitida se puede analizar mediante el uso de un es-pectrometro el cual permite estimar la temperatura de un cuerpo y la composicion defrecuencias de la radiacion termica emitida Esta tecnica se denomina espectrometrıa

La informacion que se obtiene del estudio espectroscopico permite clasificar los cuerpossegun las caracterısticas de la emision que recibe un receptor en la direccion de observa-cion En la figura 11 se puede observar que a medida que el espectro descrito en la ley decuerpo negro de Planck viaja por el medio se presentan alteraciones en su forma segunla direccion de observacion es ası como para un observador A el continuo que provienede un objeto al atravesar un medio de menor temperatura presenta una disminucion enla intensisdad de la radiacion en la longitud de onda asociada a la transicion electronicagenerando lo que se conoce como lınea de absorcion mientras que un observador en ladireccion B recibe una intensidad de radiacion en una longitud de onda especıfica aso-ciada a una transicion electronica debida a la emision de un foton reflejado en lo que seconoce como lınea de emision Ambos procesos permiten interpretar las caracterısticasdel elemento quımico que se encuentra en el medio atmosfera o nube interestelar

En el presente capıtulo se presenta una breve revision de los conceptos inherentes a laespectroscopıa observacional

6

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

En+1

En

I()

I()

I()

Estrella A

B

Figura 11 Representacion de los procesos de emision y absorcion

11 Fundamentos

Espectro Continuo Representa la intensidad de radiacion de un cuerpo con relaciona la longitud de onda El comportamiento de la radiacion fue descrito por Plancken 1900 como la radiacion de cuerpo negro

ρT (ν)dν =8πν2

c3

ehνκT minus 1 (11)

donde ρT (ν) es el numero de fotones por unidad de volumen existente entre lafrecuencia ν y ν + dν h es la constante de Planck h = 663 times 10minus34 Jtimess κ laconstante de Boltzmann κ = 1 38 times 10minus23JK ν la frecuencia y T la temperaturaabsoluta y c la velocidad de la luz

En esta descripcion la energıa esta cuantizada es decir los atomos y las moleculassolo pueden tener unidades discretas de energıa E = hν y cada valor de energıarepresenta un estado cuantico diferente Atomos y moleculas emiten o absorbenenergıa en paquetes discretos tambien llamados fotones los cuales son emitidoscuando cambian de estado cuantico

Transicion electronica Proceso responsable del cambio de estado cuantico de unatomo o molecula El estado cuantico mas bajo puede ser el fundamental y losestados cuanticos altos los estados excitados Entonces una transicion electronica

11 FUNDAMENTOS 7 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

de un estado cuantico menor a un estado mayor esta asociado a una absorcionde un foton que produce la lınea de absorcion sobre el continuo Sin embargo elestado de excitacion por lo general es de corta duracion produciendo una transicionelectronica en sentido contrario de un estado cuantico mayor a uno de estado menorproduciendo la emision de un foton asociada a la desexcitacion y vista con una lıneade emision en una direccion arbitraria figura 12

Estados excitados

Estado Fundamental

Absorcioacuten

E

Emisioacuten

Figura 12 Transiciones entre los niveles de energıa

Perfil de Lınea Es el nombre que recibe la lınea espectral que observacionalmen-te no es infinitamente delgada sino que presenta un ensanchamiento que fısica ymatematicamente se explica a partir de

1 Ensanchamiento natural relacionado con el principio de incertidumbre de Hei-senberg ∆E∆t = ~ donde ~ es la simplificacion de h

2πsiendo h la contante de

PlanckEl Ensanchamiento natural es la medida de la energıa correspondiente a unatransicion en un tiempo t Matematicamente se expresa como

∆λ asymp λ2

2πc

(1

∆ti+

1

∆ti

) (12)

donde el diferencial energıa es Efoton = hcλ siendo c la velocidad de la luz

se considera del orden de 10minus6A

11 FUNDAMENTOS 8 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

2 Ensanchamiento Doppler debido a que en la nube de gas algunos atomos sealejan y otros se acercan al observador la contribucion total de radiacion sepuede desplazar al rojo y al azul como consecuencia del movimiento del gas enrotacion y se conoce como corrimiento al rojo (y al azul) z definido ası

z =λobservada minus λemitida

λemitida=

∆λ

λemitida= plusmn|vr|

c

donde vr es la velocidad radial en terminos de la velocidad mas probable en ladistribucion de Maxwell- Boltzman asociada a la temperatura local (T ) como

vr =

radic2κT

m

siendo κ la constante de Boltzmann y m la masa Por tanto el ancho de la lınease ve ensanchado matematicamen ası

∆λ =2λemitida

c

radic2κT

m (13)

3 Ensanchamiento colisional asociado a la interaccion de los atomos que se en-cuentran sometidos a altas presiones donde los niveles energeticos son altera-dos por los iones o electrones del ambiente ampliando la lınea debido a la altaprobabilidad de choque con atomos adyacentes Tal ensanchado esta dado por

∆λ =λ2

c

ησ

π

radic2κT

m (14)

donde 1ησ

es trayectoria libre media para colisiones

Entonces una transicion electronica se presenta en un intervalo de frecuenciasν = ∆E

h donde la intensidad de radiacion varıa en la vecindad de una frecuen-

cia central ν0 y se describe a traves de una funcion de probabilidad medianteun perfil de Lorentz o un perfil Gaussiano figura 13

Ancho equivalente (Wλ) es el ancho medido en A de una caja rectangular quecontiene un area igual a la contenida por un perfil de lınea espectral o el areamedida entre el nivel del continuo normalizado a la unidad con referencia cero

Wλ =

intfo(λ)minus fc(λ)

fc(λ)dλ (15)

donde fc(λ) es el flujo del continuo y fo(λ) es el flujo observado medido en A (figura14)

11 FUNDAMENTOS 9 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

F (υ)υο

Inte

nsid

ad d

e ra

diac

ioacuten

φ(υ)

Perfil de Lorentz

Perfil Gaussiano

Figura 13 Representacion grafica de un perfil de lınea

Ancho total a la mitad de la altura (FWHM por sus siglas en ingles) es el anchomedido a la mitad de la altura entre el continuo y el maximo del perfil de lınea y semiden en en A figura 14

Flujo Instantaneo es la energıa por unidad de tiempo que atraviesa un area dSobtenida al integrar la densidad de flujo espectral en todas las frecuencias posibles

F =

int π2

0

int 2π

0

I cos θ sen θdθdφ = πI (16)

siendo I la intensidad total emitida uniformemente en todas las direcciones Unaunidad de medida son los Janskys (10minus26 W mminus2 Hzminus1)

Luminosidad Se define como la energıa por unidad de tiempo emitida por una fuenteluminosa en todas las direcciones es decir en un angulo solido de 4π esteroradianesEn una radiacion isotropica la luminosidad se expresa como

L = 4πR2F (17)

donde F es la densidad de flujo que pasa a traves de una superficie que rodea lafuente luminosa a una distancia R por segundo su unidad de medida son ergs sminus1El termino 4π R2 corresponde al area superficial de la fuente luminosa obtenida dederivar el volumen de la esfera con respecto al radio

11 FUNDAMENTOS 10 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

FWHM

F2

F

120582[Å] 0

119865120582

W

0

FWHM

Figura 14 Representacion grafica de FWHM (Ancho total a la mitad de la altura porsus siglas en ingles)

Luminosidad Especıfica es la energıa en una frecuencia ν emitida por una fuentepor segundo

Lν = 4πR2Fν (18)

12 Espectros Astrofısicos

El espectro de una estrella o una galaxia contiene un continuo proveniente de la fuente yun espectro de lıneas superpuesta sobre el proveniente de las nubes en la vecindad de lafuente Todas las caracterısticas fısicas de estas nubes se adquieren con la interpretacionde las propiedades de las lıneas En el cuadro 11 se encuentran registradas las lıneas deemision y absorcion mas reportadas en la literatura con sus longitudes de onda especıficasen ellas sobresalen las lıneas de hidrogeno (serie de Balmer) lıneas de helio neutro lıneasde hierro doblete hidrogeno lınea de calcio ionizado (K) y la lınea del calcio neutro entreotras

En la figura 15 se observa el espectro de la galaxia NGC224 catalogada como una ga-laxia normal (Peimbert M amp Torres-Peimbert S 1981 Shuder J M Osterbrock DE1981 y Filippenko A V amp Sargent W L W 1988) en donde es posible encontrarlıneas anchas en las lıneas de Hα y Hβ asociadas a la alta velocidad del gas de la zonacentral

12 ESPECTROS ASTROFISICOS 11 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ [A] Lınea λ [A]

[O II] 3726032 [O III] 4958900

He I 3820000 [O III] 5006840

[NeIII] 3868760 C-C 5165000

K Ca-II 3933000 Fe II 5197570

H Ca-II 3968000 [O I] 6300304

HeI 4026000 [O I] 6363776

[S II] 4068600 [N II] 6548050

Fe II 4178862 Hα 6562819

Hδ 4101740 [N II] 6583460

Hγ 4340471 [S II] 6716440

Hβ 4861300 [S II] 6730810

Cuadro 11 Lıneas de absorcion y emision reportadas en la literatura

13 Nucleos Activos de Galaxias

Las galaxias con un nucleo activo (AGNs por sus siglas en ingles) son aquellas galaxiasque contienen una fuente central muy compacta altamente luminosa y emisoras de uncontinuo de gran cantidad de energıa y la presencia de intensas lıneas de emision El mode-lo que mejor describe las caracterısticas observadas en los AGNs es el Modelo Unificadoen donde se plantea que cada AGN contiene un agujero negro supermasivo en la regıoncentral (M amp 109M) y un disco de acrecion fuente del intenso continuo radiado Masdistante existe una region a la cual se le asocia la emision de lıneas denominada region delıneas anchas (BLR con vFWHM gt 100Kms) y mas distante una region de lınea delgadas(NLR con vFWHM lt 100Kms) rodeando un toro oscurecedor

Existen diferentes tipos de AGNs debido al registro de emision entre los que sobresalen

Galaxias Seyfert Objetos que presentan un nucleo brillante con lıneas de emisionproducidas por atomos en un amplio rango de ionizacion Un analisis espectral per-mitio categorizar estos AGNs en dos tipos Seyfert tipo 1 en donde se observan lıneasde emision anchas y Seyfert tipo 2 en donde se observan lıneas de emision estrechasestas galaxias se identifican segun la orientacion de observacion

Quasars AGNs que debido a sus distancias se observan como objetos muy brillantescon halos difusos estas son galaxias tıpicas en los primeros estadıos del universoaunque se encuentren tambien en el universo local

13 NUCLEOS ACTIVOS DE GALAXIAS 12 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

F λ[1

0-14

cm-2s-

1 Å-1]

0

2

4

6

8

λ[Å]3500 4000 4500 5000 5500

NGC224

Figura 15 Galaxia normal NGC224 fuente NED

LINERs (del ingles Low-Ionization Nuclear Emission-line Region) estas galaxiasson de baja luminosidad y sus espectros se asemejan a una tıpica galaxia Seyfert 2

En la figura 16 se presenta un espectro caracterıstico de un nucleo activo en el se puedeobservar que el continuo no responde a la ley de cuerpo negro y que ademas la intensidadde las lıneas de emision es superior a la intensidad de las lıneas de absorcion

F λ[1

0-17

cm-2s-

1 Å-1]

0

500

1000

1500

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Mkr699

Figura 16 Galaxia con nucleo activo MRK 0699 fuente SDSS

En algunas galaxias con nucleos activos tambien es posible encontrar intensa formacionestelar en la vecindad del AGN o en los brazos de la estructura huesped Esta actividadde formacion incrementa la emision en el infrarojo de manera que tambien se puedenclasificar como

13 NUCLEOS ACTIVOS DE GALAXIAS 13 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

LIRGs Galaxias Luminosas en el Infrarrojo (por su siglas en ingles Luminous In-frared Galaxies) con luminosidades L sim 1011L

ULIRGs Galaxias Ultra Luminosas en el Infrarrojo (por su siglas en ingles UltraLuminous Infrared Galaxies) presentan luminosidades L gt 1012L

Starburst galaxias que presentan una tasa de formacion estelar muy alta en un cortoperiodo de tiempo de la galaxia

13 NUCLEOS ACTIVOS DE GALAXIAS 14 Marıa E Rojas A

CAPITULO 2

Sistema NGC6240

NGC6240 (IC4625 UGC10592 MCG00-43-004 VV617 Psk1650+024) es un par inte-ractuante entre una galaxia elıptica y una galaxia ultraluminosa (IRAS 16504 0228)Fosbury amp Wall (1979) con dos nucleos en la region central Fried amp Schulz H (1983)Se encuentra a una distancia de 98 Mpc con ascension recta en 16h 52m 589s y declina-cion +02 24

prime03

primeprime desplazandose con una velocidad promedio de 7339 km sminus1

La morfologıa del sistema presenta una alteracion debida a la interaccion sin embargoSchulz et al (1993) detecta por primera vez la presencia de dos nucleos en la region cen-tral que segun las imagenes en el rojo de Dopita M A et al (2002) presentan fuertescolas de marea asociadas a la fusion hecho que llevo a catalogarla como un sistema demorfologıa compleja Observaciones en el optico han establecido que la separacion entrelos dos nucleos es de aproximadamente 16

primeprime(08 kpc) (Scoville NZ et al 2000) en

sentido norte-sur siendo el nucleo sur el mas brillante mientras que observaciones enradio calculan una separacion de 14

primeprime (Carral Turner amp Ho 1990) con una velocidad

de dispersion entre ellos de 229 km s minus1 (Tecza et al 2000 Genzel et al 2001)

El sistema NGC6240 posee una metalicidad aproximada de una decima solar (Oliva ampOriglia 1998) y es una fuente infrarroja ultraluminosa en donde el 99 de la lumino-sidad es bolometrica en el infrarrojo (Wright et al 1984 Soifer et al 1984) con unaluminosidad aproximada de 3 5times 1011 L (Yun amp Carilli 2002) de donde se estima queen un 50 a 75 es proveniente de un starburst (Genzel et al 1998 Rigopoulou etal 1999 Laurent et al 2000 Lutz et al 2003) mientras que el restante 25 o 50 proviene de la luminosidad del nucleo activo (Komossa et al 2003 Iwasawa amp Comastri1998 Vignati et al 1999 Iwasawa 1999 Matt 1999) derivado de los analisis en rayos Xen la lınea de emision de FeK a 64 keV para ambos nucleos y en la emision del continuo

15

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

a 100 keV

Un analisis del espectro en el optico muestra una fuerte emision en la lınea de [O III]y una debil emision en la lınea [O II] en el nucleo sur que se contrasta con una debilemision en la lınea [O III] y una fuerte emision en la lınea de [O II] del nucleo norteBarbieri C et al (1993) El espectro de NGC 6240 se destaca ademas por la relacionentre la lıneas de emision del hidrogeno molecular y la emision de [Fe II] en 164 micras(Becklin et al 1984 Rieke et al 1985 DePoy et al 1986) siendo la emision de Hα masfuerte al noroeste de la galaxia en contraste con la emision en el rojo al norte y al oestedel sistema El continuo puede ser descrito por modelos de absorcion con una instensidadaproximada de 650 mJy (Van Driel Wet al (2000)) debida a la emision nuclear directa(Vignati et al 1999 Netzer et al 1998)

Los estudios en el optico muestran que la emision de Hα se puede ver afectadas por laabsorcion asociada a la formacion estelar este hecho se refleja en la clasificacion paraeste sistema dentro de la taxonomıa de las galaxias activas ya que que su espectro sepuede clasificar como el de una galaxia con una region nuclear emisora de baja ionizacion(LINER) o Seyfert 2 (Kewley et al 2001 Goldader et al 1997a 1997b Kim et al 1995Veilleux et al 1995)

Existen varios estudios espectroscopicos del infrarrojo (IR) en la literatura (Doyon et al1994 Lester et al 1994) que muestran diferencias en la naturaleza de la poblacion estelarse considera que la poblacion estelar joven es la dominante del sistema Oliva et al (1999)

Otros estudios reportan poca actividad de H2O (Braatz et al 1997) sin embargo se con-firma la presencia de un perfil de absorcion en OH Baan et al (1985 1992) en dondealrededor de la mitad del flujo se concentra en una gruesa estructura de disco ubicadaentre el IR y el radio con una velocidad de 800 km sminus1 y un ancho total de lınea de 1400km sminus1 que revelan la complejidad de la dinamica de gases en este sistema debida a lagran perdida de masa que se aproxima a 500 M anominus1

Las recientes observaciones de NGC6240 realizado por el Satelite Chandra permitieroninvestigar el difuso halo galactico gracias a la emision de rayos X blandos en una regionde 110 times 80 kpc donde el gas tiene una temperatura aproximada de 75 millones deKelvin con una densidad estimada de 25 times 10minus3cmminus3 una masa total de 1010M unaluminosidad de 4 times 1041erg sminus1 y una metalicidad menor a 0 1Z Un analisis espectralespacialmente resuelto revela variaciones en la emision en Hα lo que implica un enri-quecimiento uniforme por parte de las supernovas de tipo II La evidencia observacionalapunta al aumento de la formacion de estrellas dentro de una gran abundancia de gasEmanuele Nardiniet al (2013)

16 Marıa E Rojas A

CAPITULO 3

Codigo de Sıntesis Espectral

Los astronomos han desarrollado algunos metodos para obtener informacion sobre la com-posicion de las estrellas y galaxias Uno de ellos es el analisis e interpretacion de los estadoselectronicos de los iones atomos y moleculas de las atmosferas de las estrellas y medio in-terestelar pertenecientes a una galaxia los cuales son reproducidos matematicamente a finde obtener espectros integrados que reconstruyen el espectro sintetico de la galaxia Hoyse tienen dos escuelas que describen la llamada sıntesis de poblacion estelar Evolutiva ySemi-empirıca En la primera escuela la sıntesis se obtiene al reproducir un biblioteca deespectros a partir de condiciones fısicas hipoteticas como historia de formacion estelarevolucion quımica y funcion de masa inicial sin embargo hay incertidumbre sobre las con-diciones fısicas reales de cada biblioteca En la segunda escuela la sıntesis es el resultadode una combinacion lineal de espectros de estrellas yo aglomerados con incertidumbre enla capacidad de las bases estelares para reproducir las condiciones diversas de las galaxiasGomes (2005)

El Dr Roberto Cid Fernandes desarrollo en 2005 un codigo de sıntesis mediante el al-goritmo Metropolis-Markov llamado Starlight Spectral Synthesis Code -Starlight el cualcombina linealmente elementos de bases estelares construidas a partir de observaciones yelementos de bases de poblaciones estelares simples teoricas con edad metalicidad y masadesarrolladas por Bruzual amp Charlot (2003) En este capıtulo se presenta la configuracionde las propiedades fısicas matematicas y computacionales del codigo Starlight

17

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

31 Modelo Fısico - Matematico

En la sıntesis espectral el espectro de una galaxia se compone de una combinacion linealde espectros de poblaciones estelares dentro de un espacio finito ξN con N componentesy elementos Lj(λ) (j = 1 N) Cada Lj es un espectro que depende de la poblacionestelar en un intervalo de longitud de onda λ La ecuacion principal del modelo de sıntesisespectral es

M(λ) =Nsumj=1

xjLj(λ) (31)

donde xj es el coeficiente de expansion y M(λ) es el espectro modelado de salida Laecuacion 31 puede expresarse como

M(λ)

M(λ0)=

Nsumj=1

xj

(Lj(λ)

Lj(λ0)

) (32)

donde se introduce la condicion de normalizacionsumN

j=1 xj = 1 que se cumplira en lalongitud de onda λ0 Ademas es posible interpretar que

M(λ) es el espectro modelo de prueba que a diferencia del espectro observado O(λ)puede consistir de unicamente lıneas de absorcion y un continuo

λ0 es la longitud de onda normalizada M(λ0) y Lj(λ0) son los valores del modelo

y espectro de la poblacion estelar j en λ0 Para este caso se considera λ0 = 4020 A

xj es el flujo monocromatico de la componente j en λ0 en el espacio ξN con extincionAV Al conjunto minusrarrx equiv (x1 xN) se llama el vector de poblacion e indica en lapractica la fraccion de luz debido a cada elemento N Por lo general esto no sumael 100 de la contribucion de luz

Lj(λ) es la poblacion estelar j del espacio ξN que comprende un elemento de labase Cada uno corresponde a una caracterıstica astrofısica bien definida (edad (tj)

metalicidad (Zj)) asociada a Lj medida en unidades L Aminus1 M

Para hacer un analisis funcional con el objeto de encontrar las relaciones del coeficiente xjes necesario una interpretacion matematica de los dos primeros items y una interpretacionfısica de los dos ultimos ası

1 Producto Interno como las funciones del espacio ξN son analıticas es necesariogarantizar que estas cumplan una relacion de ortogonalidad y ortornormalidad enun intervalo [a b] con respecto a una funcion de peso ε(λ) es decir

(Lm(λ) Ln(λ)) =

int b

a

Lm(λ)times Ln(λ)times ε(λ)dλ = Cmnδmn

31 MODELO FISICO - MATEMATICO 18 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

donde δmn es el delta de Kronecker y Cmn es una constante entonces si δmn es 1para todos los m y n se dice que el conjunto es ortonormal Por tanto

Nsumj

xj = 1 (33)

2 Extincion no se tiene en cuenta en el modelo Se sabe que la luz al atravesarun medio interestelar de gas o polvo presenta fenomenos de absorcion o dispersioncausando el llamado enrojecimiento del espectro el cual debe ser previamente co-rregido

3 Dispersion de velocidad es un proceso fısico debido a la dinamica estelar y estarelacionado con el corrimiento Doppler Ası el efecto neto sera el ensanchamiento delas lıneas de absorcion en el espectro observado (Oλ) efecto que debe ser corregidopreviamente

Incorporando las anteriores consideraciones la ecuacion 32 para un modelo fısico resulta

M(λ)

M(λ0)=

Nsumj=1

xj

(Lj(λ)

Lj(λ0)

)r(λ)otimesG(v σ) (34)

donde

r(λ) equiv 10minus04(AλminusAλ0) es el termino de extincion Aλ es la extincion del polvo en la

longitud de onda λ y Aλ0 es el enrojecimiento en la longitud de onda normalizadaλ0 En este trabajo se asume que la curva de extincion es similar a la de nuestragalaxia por eso se utilizara la ley de extincion de Cardelli et al (1989) Ademas seasume que todas las componentes estelares es decir cada elemento de la base sufreel mismo enrojecimiento AV

G(v σ) es una distribucion gaussiana de velocidades centrada en v con amplitudde dispersion σ Los espectros de base (L1(λ) LN) son convoluıdos1 (sımbolootimes) con G(v σ) para tener el ancho de las lıneas de absorcion y emision de M(λ)debidos a la cinematica estelar

1La convolucion transforma un espectro F (λ) a un espectro I(λ) dado por

I(λ) =

int +infin

minusinfinF

(λprime =

λ

1 + vc

)G(v v σ)dv (35)

31 MODELO FISICO - MATEMATICO 19 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

32 Modelo Computacional

La herramienta computacional que permitio realizar los calculos con la ecuacion 34 seencuentra disponible en wwwstarlightufscbr El codigo realiza una descomposicion deun espectro observado O(λ) sobre una base de espectros de poblaciones estelares simplescomo una combinacion lineal encontrando el mejor ajuste de M(λ) con relacion a O(λ)El ajuste a O(λ) se realiza a traves de la tecnica derivada de la mecanica estadısticaconocida como Simulated Annealing utilizada para encontrar los parametros mınimosmediante el algoritmo Metropolis - cadenas de Markov

χ2 equiv χ2 (minusrarrx M(λ0) Av v σ)) =

λfsumλi

(O(λ)minusM(λ))2 ω(λ)2 (36)

donde ω(λ)2 = eminus1λ es la funcion de peso expresada como la mascaraerror en cada λ

siendo cero para las longitudes de onda con flujos falsos o lıneas enmascardas λi es la lon-gitud de onda inicial y λf la longitud final de la suma en la funcion de χ2 Cid Fernandeset al (2004)

El ajuste se realiza en cuatro etapas

1 Primeros ajustes (First Fits FF) Hace un amplio barrido del espacio de parametros

Programa de enfriamiento el algoritmo pasa a traves de la base N disminu-yendo la temperatura iniciando desde la mas caliente hasta un valor mınimode temperatura definido en el archivo de configuracion siguiendo la funcionde probabilidad de Boltzmann y utilizando el criterio Metropolis planteado enCid Fernandes et al (2004b)

Adaptacion de la funcion peso Ajusta el peso de forma dinamica segun laeficiencia de las temperaturas aceptadas Cid Fernandes et al (2004b)

Criterios de convergencia centralizado en el valor adimensional el cual dacuenta de la convergencia de las cadenas asociado a cada elemento de la baseGelman y Rubin et al (1992)

Parametros cinematicos se define un valor para v y σ que se mantiene cons-tante en todo el algoritmo Metropolis Cid Fernandes et al (2004b)

2 Correcciones (Clip amp Refit) permite comprobar el peso asignado a cada punto res-pecto al espectro de entrada estableciendo el NSIGMA de ajuste

3 Apropiacion (Burn-In) es considerada la ultima etapa de Starlight ya que tomatodas las cadenas de Markov construidas en el paso anterior que tengan mayorpeso para encontrar ası el mejor ajuste de un espectro de entrada respecto a cadacadena

32 MODELO COMPUTACIONAL 20 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

4 Ultimos ajustes (EX0) desecha los componentes irrelevantes de la base N y afina elajuste generando el archivo de salida

33 Bases Espectrales

Una base espectral utiliza poblaciones estelares simples (SSPs) representadas mediantecumulos de estrellas que nacen a partir de una misma nube de gas con composicion quı-mica homogenea a traves de una formacion estelar intensa y caracterizada por tener unaedad y metalicidad bien definida

Definir las componentes N de la base es de vital importancia para que los resultadostengan alguna conexion con la realidad por ejemplo si se desea identificar la edad delas componentes estelares de una galaxia es necesario que la base precise dentro de susparametros la edad o metalicidad de cada N

331 Construccion de una Poblacion Estelar Simple (SSPs)

El metodo para generar la base de poblaciones estelares contiene tres componentes prin-cipales

1 Observaciones reunidas en bibliotecas estelares de espectros Estas varıan segun latemperatura y la luminosidad de las estrellas de acuerdo con las regiones que sepueden establecer en el diagrama Hertzsprung-Russell (HR)

2 Modelos teoricos de trayectorias evolutivas Estas predicen como serıa la evolucionde las estrellas en un diagrama HR que aportan a la formalizacion de una poblacionestelar

3 Funcion de masa inicial (FMI) φ(m) Pondera el numero de estrellas de masa entrem y m + dm independiente del tiempo y normalizada como

intmφ(m)dm = 1

El espectro de una estrella de masa m que depende de la longitud de onda λ la metali-cidad Z y la edad tprime definido por I(λm t

prime Z) en luminosidades solares [L] y con untiempo de vida τ(m) se define como

I(λm tprime Z) =

f(λm t

prime Z) si tprime le τ(m)

0 si tprime gt τ(m)(37)

donde f es una funcion de λm tprime y Z

Ahora se define

Ψ(tprime) tasa de formacion estelar

33 BASES ESPECTRALES 21 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Z(tprime) ley de enriquecimiento quımico

si se tiene una nube de gas con formacion estelar donde despues de un tiempo de vidat se tienen varias estrellas de distintas masas con edad tprime se debe satisfacer la relaciontprime le t ya que las estrellas no pueden ser mayores que el sistema Sin embargo las estre-llas con edades tprime nacieron en un tiempo t minus tprime donde la tasa de formacion estelar y elenriquecimiento quımico son diferentes de las actuales

El numero de estrellas con edad entre tprime y tprime+dtprime y masas entre m y m+dm en un tiempot esta dada por

dN(t) = Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdtprime (38)

Si la metalicidad esta dada por Z(tminus tprime) la suma de los espectros de las estrellas de edadentre tprime y tprime + dtprime y de masas entre m y m+ dm en el tiempo t es

I total(λm tprime Z(tminus tprime)) = I(λm t

prime Z(tminus tprime))times dN(t)

I total(λm tprime Z(tminus tprime)) = I(λm t

prime Z(tminus tprime))Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdtprime (39)

El espectro total en el tiempo t teniendo en cuenta todas las estrellas con masas entre ellımite inferior de las masas estelares (Mupp) y el lımite superior de masas estelares (Mlow)es

I(λ t) =

int t

0

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(tminus tprime))Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdt

prime (310)

Esta es la ecuacion general para crear un espectro l(λ t) de poblaciones estelares sujetoa una tasa de formacion estelar y a un enriquecimiento quımico determinado Por tantopara formar una poblacion estelar simple con una metalicidad Z y una edad t bien definidasolamente es necesario establecer Ψ(tminus tprime) como

Ψ(tminus tprime) = C times δ(tminus tprime) (311)

donde C es una constante de dimensiones [C] equiv [M] y δ(t minus tprime) equiv [anominus1] Luego laecuacion 310 se reemplaza por

I(λ t) =

int t

0

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(tminus tprime))Cδ(tminus tprime)φ(m)dmdt

prime (312)

Por tanto el espectro con una metalicidad definida en un tiempo tprime = 0 es

I(λ t) = C

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(0))φ(m)dm (313)

Con una poblacion estelar simple es posible generar los elementos de la base a partir dela ecuacion 313 como

33 BASES ESPECTRALES 22 Marıa E Rojas A

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L(λ t Z(0)) =I(λ t)

C

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(0))φ(m)dm (314)

L(λ t Z(0)) puede ser llamado Lj(λ) cuando t = tj y Z(0) = Zj con unidades [Lminus1Mminus1

]Por lo tanto el termino Lj(λ) se puede expresar como

Lj(λ) asympsumi

I(mi tj Z(j))φ(mi)∆mi donde τ(mi) le tj (315)

indicando que para calcular Lj(λ) se suman los espectros individuales de estrellas de unabiblioteca estelar dada a lo largo de una edad tj y metalicidad Zj por una funcion de masainicial

332 Modelos de Poblaciones Estelares Simples

Los espectros de las estrellas Lj(λ) se agrupan en diferentes modelos de poblaciones es-telares simples (SSPs) difiriendo en el conjunto de bibliotecas estelares y requerimientosevolutivos pero todos utilizan la funcion de masa de Chabrier (2003)

Υ(logm) prop

exp[minus

(logm minus logmc)2

2σ2

] si m le 1M

mminus13 si m gt 1M

(316)

con mc = 0008 y σ = 0069 Esta funcion de masa indica la cantidad de estrellas en unintervalo logarıtmico de masa 2

Los modelos utilizados son

STELIB (Stellar Library) contiene 249 estrellas observadas entre 3200A - 9500A yresolucion espectral de 3A (Le Borgne et al 2003)

2 podemos reemplazar φ(m) con la condicion de normalizacionint Mupp

Mlow

mΥ(logm)d logm = 1 (317)

con d logm

dm= 1

m ln 10 = d logm

dm= log e

m tenemos

log e

int Mupp

Mlow

Υ(logm)dm =

int Mupp

Mlow

mφ(m)dm = 1 (318)

por tanto

φ(m) = log eΥ(logm)

m (319)

33 BASES ESPECTRALES 23 Marıa E Rojas A

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Nombre Metalicidad [Z] Fuente

Padova 1994 0001ndash 010 Alongi et al (1993)

Bressan et al (1993)

Fagotto et al (1994a)

Fagotto et al (1994b)

Girardi et al (1996)

Padova 2000 00004 ndash003 Girardi et al (2000)

Geneva 002 Schaller et al (1992)

Charbonnel et al (1996)

Charbonnel et al (1999)

Cuadro 31 Trayectorias Evolutivas usadas en BC03 Fuente BC03

MILES (A Medium Resolution INT Library of Empirical Spectra) Contiene 985estrellas observadas entre 3200A - 7500A y resolucion media de 23A (Sanchez-Blazquez et al 2006)

Granada contiene 1654 espectros estelares compuestos con modelos de atmosferaestelar entre 3000A - 7000A y resolucion espectral de 03A (Martins et al 2005)

Bruzual amp Charlot (2003 BC03) Contiene 26 modelos de base con SSPs calculadosutilizando trayectoria evolutiva de Padova 1994 (Alongi et al 1993 Bressan et al1993 Fagotto et al 1994 Girardi et al 1996) cada base contiene 221 espectros dealta resolucion con edades desde t = 0 a t = 20 Giga anos en un rango de 3200A -9500A en unidades de LAminus1 Mminus1

13 de estas SSPS utilizan la FMI de Chabrier(2003) con Mlow = 01 M y Mupp = 100 M normalizados a una masa total de1M en las estrellas a la edad t = 0 las otras 13 SSPs son analogos Salpeter

Para este trabajo se adapto la base de poblaciones estelares simples de la biblioteca deBruzual e Charlot (2003 BC03) que se basa en trayectorias evolutivas y en bibliotecasde espectros estelares descritas en la tabla 31 32 y 33 La mayorıa de los resultadospublicados de Starlight usan este modelo por su amplia gama en edades y metalicidades

Para reproducir la formacion estelar de NGC6240 se utiliza una base que contiene 200SSPs con edades entre 2 times 106 y 13times1010 anos con resolucion de 3A en un rango de3200A a 9500A para las metalicidades de 02Z (m42) 04Z (m52) 1Z (m62) y 25Z(m72) con rutas evolutivas de Padova 1994 libreria STELIB 2003 y funcion masa inicialde Chabrier (2003) mostrados en el cuadro anexo 71 y visualizados en la figura 31 Ca-da una de las figuras representa una metalicidad de la base con sus respectivos 50 SSPscorrespondientes a diferentes edades En ellas es posible observar que los espectros se

33 BASES ESPECTRALES 24 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Nombre Tipo Intervalo de Resolucion Intervalo de Fuente

longitud de onda metalididad

BaSeL teorica 91 A a 160 micro m 300 105Z a 10Z Kurucz (1995 pc)

Bessel et al (1989)

Bessel et al (1991)

Fluks et al (1994)

Allard amp Hauschidt (1995)

Rauch (2002)

STELIB observacional 3200A a 9500A 2000 - 20 lt[FeH] lt050 Le Borgne et al (2003)

Pickles observacional 1205A a 25 micro m 500 Z Pickles (1998)

Fanelli et al (1992)

Cuadro 32 Bibliotecas de espectros estelares de BC03 Fuente BC03

Nombre Calibracion Fuente

BaSeL 10 teorica Lejeune et al (1997)

Lejeune et al (1998)

BaSeL 22 semi-empırica Lejeune et al (1997)

Lejeune et al (1998)

BaSeL 31 semi-empırica Westera (2000)

Padova 2000 00004 a 003 Westera et al (2002)

Cuadro 33 Diferentes calibraciones basadas BaSeL Fuente BC03

33 BASES ESPECTRALES 25 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

distribuyen desde la poblacion estelar de mayor temperatura en la parte superior hastalas mas frıas en la parte inferior cada espectro se encuentra calibrado por flujo y sonnormalizados a la unidad de masa solar (M)

Otra caracterıstica de la base BC03 es que no reproduce las lıneas de emision observadaspor lo tanto solo es posible reproducir las lıneas de absorcion debidas a la formacionestelar Es entonces donde el codigo requiere enmascarar o definir rangos de longitud deonda que correspondan a las lıneas de emision con el fin de aumentar la sensibilidaddel ajuste y encontrar ası la componente de absorcion que puede estar siendo opacadapor las lıneas de emision del mismo intervalo Para este trabajo se utiliza la mascarageneral dispuesta dentro del codigo adaptada en la tesis doctoral Natalia Vale Asari(2005) donde se enmascaran la lıneas de emision mas fuertes La mascara esta basada enlos trabajos de Gonzalez-Delgado et al (1995) Pastoriza et al(1993) Benjamin et al(1999) y Zhang et al (2005) y en regiones problematicas de la base de Bruzual y Charlot(2003) asociadas a efectos turbulentos entre 6845A - 6945A y entre 7550A - 7725A y laregion entre 7165A -7210A debida a errores sistematicos La mascara general detallada sepuede ver en la tabla anexa 72

33 BASES ESPECTRALES 26 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

02 Z∘

Log(L λ)[L ∘Å-

1 M∘-

1 ]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

04 Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

file=357911131415171921232527293133353639414345474951535557596163

(a) (b)Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

file=357911131517192123252729313335373941434547495153555759

25Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

y136y135y132y131y130y129y128y127y125y122y121y120y119y118y117y116y115y114y109y106y98y95y94y93y92y90y88y89y97y86y85y84y83y81y59y58y57y56y55y54x51y51y49x48y48y47y46y40y39

(c) (d)

Figura 31 Espectros de SSPs del modelo BC03 Bruzual amp Charlot 2003 para diferentesmetalicidades (a) 02Z (m42) (b) 04Z (m52) (c) 1Z(m62) (d) 25Z(m72) cadametalicidad contiene 50 SSPs con edades entre 2times 106 y 13times 1010 anos Resolucion de3A

33 BASES ESPECTRALES 27 Marıa E Rojas A

CAPITULO 4

Extraccion y Analisis de Espectros

El espectro original se obtuvo con el espectrografo ISIS del telescopio William Herschel de4 2m (WHT) instalado en la Palma (Canarias) utilizando las configuraciones R300B -CCD EEV 12 y R316R - CCD MARCONI2 para los brazos azul y rojo respectivamenteentre 3000A- 5000A y 5000A - 7800A con una escala de 149 segundos de arcomm alo largo de la hendidura El espectro fue cedido por la doctora Rosa Gomez Delgadodel Instituto de Astrofısica de Andalucia Los detalles de la observacion se encuentranregistrados en la tabla 41

Fecha Brazo CCD+gratting Slit PA Slit width (arcsec) texp[sec]

20050910 Red MARCONI2+R316R 88593063 1237020 900

20050909 Blue EEV12+R300B 88620857 1237020 900

Cuadro 41 Resumen de las observaciones espectroscopicas de NGC6240

41 Reduccion

En un espectro obtenido con una apertura donde no es posible identificar cual es lazona espacialmente localizada se hace necesario encontrar la orientacion espacial a fin deajustar la imagen espectral respecto a una imagen fotografica de orientacion conocida Estareorientacion fue realizada por Rosa Gomez Delgado y Mario A Higuera G con rutinas deIRAF (Image Reducction and Astronomical Facilities ver httpwwwirafcom) tomandocomo imagen fotografica de referencia la dispuesta en la base del Telescopio EspacialHubble (HST) ver httphubblesiteorggallery

28

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Figura 41 Reduccion espectral para el filtro Rojo separacion espacial fuente Mario AHiguera G

Un vez reorientado el espectro original se realizo una separacion de la cantidad de luzque paso a traves de la apertura del instrumento para los filtros rojo y azul a lo largodel rango espacial definido En la apertura espacial aparecen todas las fuentes de emisionpresentes en el momento del registro Al visualizarlas con la rutina apall de IRAF figura41 se separan las regiones de estudio

El analisis permito identificar y reducir seis zonas en total para cada filtro que al sersuperpuestas con la imagen fotografica espacial de NGC6240 se distiguieron ası zona Inucleo del sur zona II proximidad hacia el sur de la zona I zona III proximidad hacia elnorte del registro fotografico zona IV nucleo del norte zona V seccion intermedia entrelos dos nucleos y finalmente la zona VI estrella de calibracion

De todas las zonas se obtuvo un espectro para cada filtro estos fueron normalizados ypromediados con el fin de dar unicidad y ası permitir visualizar un espectro del visible enun rango entre 3200A y 7200A para todas las zonas Los espectros obtenidos se corrigieronpor Doppler (z = 0024480 NED ver httpnedipaccaltechedu) y exceso de colorasociado al polvo segun Cardelli et al (1989) en donde

E(BminusV ) = minus232 log

(Rint

Robs

)siendo Rint = 31 y Robs =HαHβ la relacion de flujos previamnete calibados de las lıneasHα y Hβ medidos por tecnica de separacion en LINER1

1LINER herramienta computacional del reporte interno de Richard W Pogge la cual utiliza una

41 REDUCCION 29 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Figura 42 Imagen fotografica del HST de NGC6240

Los espectros al final de la reduccion que se utilizaron para este trabajo se presentan enla figura 43

Al realizar el analisis de cada una de las zonas reducidas se encuentra que las zonas Iy IV presentan espectros asociados a nucleos activos las zonas II y III corresponden alas regiones adyacentes de estos nucleos que debido a su baja razon senal-ruido no serananalizadas en este trabajo la zona V corresponde a la zona intermedia debida a la fuertecomponente estelar presente en el espectro y finalmente la zona VI presenta un espectrocaracterıstico de una estrella identificada en la imagen fotografica que se utiliza comopatron de referencia figura 42

tecnica que define un continuo arbitrario sobre el cual es posible marcar el centro esperado de una lıneasobre un espectro esto permite adquirir los valores de λ centro de lınea FWHM ancho equivalente yflujo de las lıneas tanto de emision como de absorcion

41 REDUCCION 30 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

0

2eminus13

4eminus13

6eminus13

8eminus13

λ[Å]4000 5000 6000

Zona I

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

0

2eminus16

4eminus16

6eminus16

8eminus16

1eminus15

12eminus15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona II

(a) (b)

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

minus2eminus16

minus1eminus16

0

1eminus16

2eminus16

3eminus16

4eminus16

λ[Å]3000 4000 5000 6000 7000

Zona III

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

0

5eminus14

1eminus13

15eminus13

2eminus13

25eminus13

3eminus13

35eminus13

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona IV

(c) (d)

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

minus1eminus16

0

1eminus16

2eminus16

3eminus16

4eminus16

5eminus16

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona V

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

2eminus17

4eminus17

6eminus17

8eminus17

1eminus16

12eminus16

λ[Å]4000 5000 6000 7000

ZonaVI

(e) (f)

Figura 43 Espectros reducidos del visible para NGC6240 (a) Zona I (b) Zona II (c)Zona III (d) Zona IV (e) Zona V (f) Zona VI

41 REDUCCION 31 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

42 Caracterizacion

Los espectros de las zonas I y IV son caracterizados por los valores de λ centro de lıneaFWHM ancho equivalente y flujo de las lıneas de absorcion y emision los cuales se puedenobservar en las tablas 42 y 43 para cada zona respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259856 141934 121105 932365

He I lowast 3820000 38243220 240649 -368885 -331320

[Ne III] 3868760 38665283 196365 960760 849525

K-Ca II lowast 3933000 39298906 825863 -438132 -378235

H-Ca II lowast 3968000 39671277 970000 -270968 -230588

He I 4026000 40302915 870264 207639 172326

[S II] 4068600 40671338 613711 167254 136787

Fe II 4178862 41774009 188631 0157450 0123046

Hδ 4101740 41114917 365668 0608985 0489181

Hγ 4340471 43366045 920191 176589 128710

Hβ 4861300 48590737 156186 132648 538800

[O III] 4958900 49586538 303193 112192 394091

[ OIII] 5006840 50054878 217619 263052 856364

C-C lowast 5165000 51681416 204788 -181874 -0543207

Fe II 5197570 51986562 182212 770700 227194

Na-I(D) lowast 5892000 58881143 119381 -971280 -202980

[O I] 6300304 62998452 208984 297493 540325

[O I] 6363776 63638130 213094 886981 157329

[N II] 6548050 65467163 236476 372079 629095

Hα 6562819 65614551 236476 988640 172153

[N II] 6583460 65830864 236476 950283 194036

[S II] 6716440 67180718 184565 402939 743104

[S II] 6730810 67330210 184565 288223 514382lowast Lınea de absorcion

Cuadro 42 Lıneas identificadas en la Zona I de NGC6240

En la caracterizacion de las dos zonas sobresale una significativa emision de Hβ [OIII]5007A Hα y [NII] 6585A asociadas a la formacion estelar o actividad del nucleo galacticoTambien es posible observar la presencia de lıneas de emision de HeI [OI] en conjuntocon la serie de Balmer Ası mismo fue posible medir la lınea de emision [OII] en 3727Ajunto con las lıneas de H-Ca K-Ca

42 CARACTERIZACION 32 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3728815 37295811 139871 980735 752002

[Ne III] 3868760 38702319 202032 129640 988668

K-Ca II lowast 3933000 39331504 649803 -303453 -241752

H-Ca II lowast 3968000 39680195 689754 -287500 -234462

G-banda lowast 4301000 43048105 301566 -703450 -553622

Hγ 4340471 43404194 808685 104001 0771791

Hβ 4861300 48625376 157743 105704 477370

[O III] 4958900 49602510 204316 867190 374412

[O III] 5006840 50088350 156499 203541 858706

C-C lowast 5165000 51694761 221025 -478236 -186147

[O I] 6300304 62999092 223367 346819 593403

[O I] 6363776 63637612 260837 125170 209970

[N II] 6548050 65507192 180655 374786 791877

Hα 6562819 65663501 180655 788344 165570

[N II] 6583460 65867407 180655 101594 211693

[S II] 6716440 67188540 132432 320833 634206

[S II] 6730810 67328965 185795 414013 81368lowast Lınea de absorcion

Cuadro 43 Lıneas identificadas en la Zona IV de NGC6240

42 CARACTERIZACION 33 Marıa E Rojas A

CAPITULO 5

Espectroscopıa Sintetica

Ajustada la sintesis de poblacion estelar inherente al codigo Starlight se estudio la galaxiaNGC6240 y se obtuvieron propiedades fısicas tales como la composicion estelar a lo largode la historia de la formacion estelar de la galaxia bajo la biblioteca de Bruzual y Char-lot (2003) parametros cineticos como extincion por polvo AV y el vector de poblacionestelar en terminos de una fraccion de luz(xj) obtenidos con la interprestacion del porcen-taje de formacion estelar sintetica y las caracterısticas de las lıneas de absorcion obtenidas

51 Sıntesis espectral

Con el fin de encontrar la sintesis de la poblacion estelar de los dos nucleos del sistema encolision NGC6240 se ejecuto el codigo Starlight para las zonas en las que era posible vi-sualizar la regiones centrales de cada nucleo zonas I y IV Con estos espectros de entradase ejecutaron las combinaciones lineales de la base de Bruzual y Charlot (2003) para lasmetalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z individualmente con esto se identificaron laspoblaciones estelares que contribuıan en la reproduccion sintetica de cada zona Con baseen estos resultados parciales finalmente se construyo la base que mejor representa cadazona respectivamente Esta contiene 200 poblaciones estelares con edades entre 2 times 106

y 13times1010 anos resolucion de 3A en un rango de 3200A a 9500A con metalicidades de02Z 04Z 1Z y 25Z rutas evolutivas de Padova 1994 libreria STELIB y funcionmasa inicial de Chabrier (2003)

La busqueda del mejor ajuste entre el espectro de entrada y el espectro de salida se centroen disminuir al maximo el valor de la relacion [chi2Nleff ] la cual relaciona el valor delχ2 de cada valor de λ Otro valor que se tuvo en cuenta fue la desviacion media porcentual

34

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

de todos los pıxeles con relacion al espectro de entrada [adev( )] los mejores valores seregistraron en la tabla 51

Parametro Zona I Zona IV

[chi2Nleff ] 137545 113193

[adev( )] 638644 446156

Cuadro 51 Calidad del ajuste de Starlight

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

Figura 51 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral I de NGC6240 (trazo negro)

Los espectros de la formacion estelar logrados con este ajuste se muestran en las figuras51 y 52 en donde el trazo rojo representa la formacıon estelar asociada al espectro deentrada representado con el trazo negro de las zonas I y IV respectivamente

En estas figuras se puede observar una componente de absorcion sintetica por cada lıneade emision observada del espectro de entrada como es el caso de las lıneas en la longitudde onda de 3740A 3796A 3837A 3887A 3933A 3969A 4098A 4338A 4100A 4339A4860A 6548A las cuales corresponde a transiciones electronicas conocidas y definidas enel cuadro 11

51 SINTESIS ESPECTRAL 35 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

ObservadoSinteacutetico

Figura 52 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral IV de NGC6240 (trazo negro)

51 SINTESIS ESPECTRAL 36 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

52 Sustraccion espectral

Un vez definida la formacion estelar de cada una de la zonas espectrales se realizo unasustraccion de la formacion estelar asociada a cada zona con el fin de descontaminar elespectro de emision del nucleo activo filtrando ası un espectro de mejores caracterısticasel cual es posible observar en el trazo azul de las figuras 53 y 54

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 53 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral I de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral I de NGC6240 (negro)obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z(b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 37 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 54 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral VI de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral IV de NGC6240(negro) obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Zy 25Z (b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 38 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

53 Caracterizacion espectral

Cada uno de los espectros se caracterizo con la identificacion de todas las lıneas de emisionpresentes en ellas una vez realizada la sustraccion mediante un ajuste de tipo gaussianodefinido en un continuo aleatorio en el software LINER siendo posible obtener el centrode lınea el ancho total a la mitad de la altura (FWHM) y el flujo total visualizados enlas tablas 53 y 53 para las zonas I y IV respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259714 145056 273839 953139

H11 3770630 37686479 440904 425545 149716

H10 3797898 37960681 401993 326624 112110

H9 3835384 38334482 367421 376538 124836

[Ne III] 3868760 38685388 179806 168928 541474

K Ca-II lowast 3933000 39294148 131932 -206818 -623528

H Ca-II 3968000 39691155 446669 468596 135456

He I 4026000 40263750 264590 900988 244257

[S II] 4068600 40721025 240745 173767 446216

Hδ 4101740 40978579 169919 276703 688289

Hγ 4340471 43382275 130266 353231 612874

Hβ 4861300 48594336 151258 -677140 792772

[O III] 4958900 49571484 182238 -129678 227669

[O III] 5006840 50056445 189935 -360470 737521

Fe II 5197570 51990830 217043 -909013 291244

[O I] 6300304 62998164 236848 -365105 644235

[O I] 6363776 63634268 280102 -542065 239085

[NII] 6548050 65466426 250518 -330128 652055

Hα 6562819 65614375 250518 -114643 186725

[N II] 6583460 65836201 250518 -195511 214778

[S II] 6716440 67192485 222886 -472177 102774

[S II] 6730810 67358408 222886 -280570 502474lowast Lınea de absorcion

Cuadro 52 Lıneas de Emision Zona I de NGC6240

531 Clasificacion de NGC6240

Para clasificar a NGC6240 entre los tipos de nucleo activo descritos en la literatura seutilizo las razones de flujo para la ubicacion de este sistema en el diagrama BPT (Bald-win Phillips amp Terlevich 1981) descrito en Cid Fernandes et al (2010) como la mejorseparacion entre galaxias tipo Seyfert LINER y de formacion estelar fuerte mediante la

53 CARACTERIZACION ESPECTRAL 39 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[ O I] 3726032 37296033 143969 -221934 787713

[Ne III] 3868760 38706140 118089 -233171 399531

K Ca-II lowast 3933000 39330952 120923 341232 -383848

S II 4076349 40792864 693475 913706 854107

Hδ 4101742 41004019 936462 679737 301683

Fe II lowast 4303176 43052456 192020 -119689 -283858

Hγ 4340471 43394087 100879 155567 419237

Hβ 4861300 48617803 144197 -647377 680787

[O III] 4958900 49606152 172003 -194691 316305

[O III] 5006840 50090156 161854 -479744 914152

[O I] 6300304 63029087 178476 -155210 621454

[O I] 6363776 63667563 189027 334244 199334

[N II] 6548050 65512285 184697 -152528 896611

Hα 6562819 65665557 184697 -1004495E+06 173249

[N II ] 6583460 65869326 184697 711567 217207

[S II] 6716440 67182754 122346 -459232 516263

[S II] 6730810 67316655 212515 -152349 100130lowast Lınea de absorcion

Cuadro 53 Lıneas de Emision Zona IV de NGC6240

relacion de los flujos de las lıneas de emision de Hα Hβ [NII]λ6584 y [OIII]λ5007 enlog([NII]λ6584 Hα) y log([OIII]λ5007Hβ) que para el caso de la region VI es

log([NII]λ6584 Hα) =020

y

log([OIII]λ5007 Hβ) =-028

lo que ubica a NGC6240 en el diagrama BPT dentro de las galaxia tipo LINER en con-cordancia con el catalogo de Veron-Cetty de (2006)

54 Propiedades fısicas de NGC6240

Los parametros derivados del mejor modelo de la sıntesis permiten adicionalmente calcu-lar y encontrar algunas propiedades fısicas de la galaxia tabla 54 A partir de cada unode estos parametros fue posible asociar las siguientes propiedades

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 40 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Parametro Definicion Zona I Zona IV

[summinus of minus xj( )] Vector de poblacion estelar 9422336 9897032

[Miniminus tot] Fraccion de masa 846570E+02 706677E+03

[Mcor minus tot] Logaritmo de la masa estelar [M] 613714E+02 363687E+03

[v0minusmin(kms)] -11323 -13292

[vdminusmin(kms)] 4700 8439

[AV minusmin(mag)] Atenuacion del polvo [magnitud] -10000 -10000

Cuadro 54 Calidad del ajuste de Starlight

Zona OSP IPS YPS

I 0 176488 765745

IV 06582 355544 614753

Cuadro 55 Porcentaje de formacion estelar sintetica de NGC6240 poblacion estelar joven(YSPs) t le 0 1 Giga anos poblacion estelar con edad intermedia (ISP) 0 1 lt tISP le 2Giga anos la poblacion estelar con edad superior (OSP) 125 Giga ano Rodrıguez ZaurınJ et al (2008)

EdadLa interpretacion del termino [summinus of minus xj( )] vector poblacion xj discutido enla seccion 31 permitio clasificar la poblacion estelar sintetica en i poblacion estelarjoven (YSPs) con componentes estelares de edad t le 0 1 Giga ano ii poblacionestelar con edad intermedia (ISP) con componentes de edad entre 0 1 lt tISP le 2Giga ano y iii poblacion estelar con edad superior (OSP) con componentes de edadmayor que 12 5 Giga ano Rodrıguez Zaurın J et al (2008) Es entonces como alrealizar un tabulacion de este vector en la sıntesis de NGC6240 se puede concluirque mas del 60 de la poblacion estelar corresponde a poblacion estelar joven elporcentaje de cada componente segun la zona se especifica en la cuadro 55

MetalicidadEl porcentaje de las metalicidades empleadas para reproducir el sistema NGC6240fueron tabulados en el cuadro 56 Se puede concluir que existe una contribucion depoblacion estelar de tipo frıo K o M ya que la metalicidad de este tipo de poblacioneses aproximadamente cero mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para lazona IV pertenecen a poblaciones mas calientes de tipo espectral O y M

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 41 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Zona 02Z( ) 04Z( ) 1Z( ) 25Z( )

I 219 3618 5583 00002

IV 1289 4501 4105 0

Cuadro 56 Porcentaje de la metalicidad media en la sıntesis de NGC6240

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 42 Marıa E Rojas A

CAPITULO 6

Conclusiones

Del mapeo de la galaxia NGC 6240 se logro extraer un espectro de buenas caracte-rısticas correspondiente a las zonas I y IV las cuales responden a las zonas espacialesde los nucleos de la galaxia mientras que para las demas zonas es necesario aunrealizar algunas reducciones con mayor detalle para lograr ası eliminar el alto ruidopresente en los espectros

Sobre los espectros espacialmente definidos se realizo una extraccion que permitioidentificar las lıneas de emision y absorcion presente en la zonas I y IV

Con base en la combinacion de las bases de poblaciones estelares de Bruzual GCharlot S (2003) se construyo un espectro sintetico de buenas caracterısticas conla ejecucion de Spectral Synthesis Code -Starlight Cid Fernandes R (2005) en laszonas I y IV

Se realizo una sustraccion entre el espectro observado y el espectro sintetico a fin deeliminar la componente de absorcion asociada con la formacion estelar reproducidacon el espectro sintetico obtenido dando origen a una tabla de flujos reales de lıneasde emision que no habıan sido posible medir debido a la superposicion de las lıneasde absorcion asociadas a la actividad de formacion estelar de la galaxia huesped

La poblacion estelar presente en el espectro sintetico de NGC 6240 segun la literaturade Rodrıguez Zaurın J (2008) es una poblacion estelar joven con edades entret le 0 1 Giga ano con un porcentaje del 765745 en la zona I y 614753 enla zona IV La poblacion estelar con edad intermedia entre 0 1 lt tISP le 2 Gigaano presentan un porcentaje mas bajo del 176488 y 355544 en las zonas I yIV respectivamente Mientras que la poblacion estelar mayor de 125 Giga ano notienen asociado ningun porcentaje en la contribucion del espectro sintetico

43

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Existe una poca contribucion de poblacion estelar de tipo frıo K o M en NGC6240ya que la metalicidad de este tipo de poblaciones es aproximadamente cero en lasıntesis espectral mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para la zona IVpertenecen a poblaciones jovenes de tipo espectral O y M

44 Marıa E Rojas A

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45

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BIBLIOGRAFIA 50 Marıa E Rojas A

CAPITULO 7

Anexos

SSP Edad [anos] Z Mstar

bc2003-hr-m42-chab-ssp-032spec 000174e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-034spec 000191e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-051spec 000417e9 000400 09666

bc2003-hr-m42-chab-ssp-052spec 000437e9 000400 09622

bc2003-hr-m42-chab-ssp-053spec 000457e9 000400 09579

bc2003-hr-m42-chab-ssp-054spec 000479e9 000400 09534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-055spec 000501e9 000400 09488

bc2003-hr-m42-chab-ssp-070spec 001000e9 000400 08862

bc2003-hr-m42-chab-ssp-073spec 001148e9 000400 08752

bc2003-hr-m42-chab-ssp-074spec 001202e9 000400 08716

bc2003-hr-m42-chab-ssp-075spec 001259e9 000400 08680

bc2003-hr-m42-chab-ssp-076spec 001318e9 000400 08644

bc2003-hr-m42-chab-ssp-077spec 001380e9 000400 08608

bc2003-hr-m42-chab-ssp-078spec 001445e9 000400 08571

bc2003-hr-m42-chab-ssp-079spec 001514e9 000400 08534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-080spec 001585e9 000400 08501

bc2003-hr-m42-chab-ssp-081spec 001660e9 000400 08469

bc2003-hr-m42-chab-ssp-082spec 001738e9 000400 08436

Continua en la pagina siguiente

51

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m42-chab-ssp-084spec 001905e9 000400 08369

bc2003-hr-m42-chab-ssp-087spec 002188e9 000400 08269

bc2003-hr-m42-chab-ssp-088spec 002291e9 000400 08237

bc2003-hr-m42-chab-ssp-112spec 006405e9 000400 07525

bc2003-hr-m42-chab-ssp-113spec 007187e9 000400 07446

bc2003-hr-m42-chab-ssp-114spec 008064e9 000400 07366

bc2003-hr-m42-chab-ssp-115spec 009048e9 000400 07287

bc2003-hr-m42-chab-ssp-116spec 010152e9 000400 07207

bc2003-hr-m42-chab-ssp-117spec 011391e9 000400 07130

bc2003-hr-m42-chab-ssp-118spec 012780e9 000400 07064

bc2003-hr-m42-chab-ssp-119spec 014340e9 000400 06997

bc2003-hr-m42-chab-ssp-120spec 016090e9 000400 06930

bc2003-hr-m42-chab-ssp-121spec 018053e9 000400 06863

bc2003-hr-m42-chab-ssp-122spec 020256e9 000400 06800

bc2003-hr-m42-chab-ssp-123spec 022727e9 000400 06738

bc2003-hr-m42-chab-ssp-124spec 025500e9 000400 06676

bc2003-hr-m42-chab-ssp-125spec 028612e9 000400 06613

bc2003-hr-m42-chab-ssp-126spec 032103e9 000400 06550

bc2003-hr-m42-chab-ssp-127spec 036020e9 000400 06486

bc2003-hr-m42-chab-ssp-128spec 040415e9 000400 06427

bc2003-hr-m42-chab-ssp-129spec 045347e9 000400 06370

bc2003-hr-m42-chab-ssp-130spec 050880e9 000400 06313

bc2003-hr-m42-chab-ssp-131spec 057088e9 000400 06256

bc2003-hr-m42-chab-ssp-132spec 064054e9 000400 06197

bc2003-hr-m42-chab-ssp-133spec 071870e9 000400 06140

bc2003-hr-m42-chab-ssp-134spec 080640e9 000400 06082

bc2003-hr-m42-chab-ssp-135spec 090479e9 000400 06024

bc2003-hr-m42-chab-ssp-201spec 1500000e9 000400 04919

bc2003-hr-m42-chab-ssp-204spec 1575000e9 000400 04915

bc2003-hr-m42-chab-ssp-214spec 1825000e9 000400 04875

bc2003-hr-m42-chab-ssp-218spec 1925000e9 000400 04872

bc2003-hr-m52-chab-ssp-031spec 000166e9 000800 10000

Continua en la pagina siguiente

52 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-032spec 000174e9 000800 10000

bc2003-hr-m52-chab-ssp-034spec 000191e9 000800 10000

bc2003-hr-m52-chab-ssp-051spec 000417e9 000800 09645

bc2003-hr-m52-chab-ssp-052spec 000437e9 000800 09599

bc2003-hr-m52-chab-ssp-054spec 000479e9 000800 09496

bc2003-hr-m52-chab-ssp-055spec 000501e9 000800 09443

bc2003-hr-m52-chab-ssp-070spec 001000e9 000800 08827

bc2003-hr-m52-chab-ssp-073spec 001148e9 000800 08725

bc2003-hr-m52-chab-ssp-074spec 001202e9 000800 08691

bc2003-hr-m52-chab-ssp-075spec 001259e9 000800 08657

bc2003-hr-m52-chab-ssp-076spec 001318e9 000800 08622

bc2003-hr-m52-chab-ssp-077spec 001380e9 000800 08587

bc2003-hr-m52-chab-ssp-078spec 001445e9 000800 08552

bc2003-hr-m52-chab-ssp-079spec 001514e9 000800 08517

bc2003-hr-m52-chab-ssp-080spec 001585e9 000800 08485

bc2003-hr-m52-chab-ssp-081spec 001660e9 000800 08453

bc2003-hr-m52-chab-ssp-082spec 001738e9 000800 08420

bc2003-hr-m52-chab-ssp-083spec 001820e9 000800 08387

bc2003-hr-m52-chab-ssp-084spec 001905e9 000800 08354

bc2003-hr-m52-chab-ssp-087spec 002188e9 000800 08256

bc2003-hr-m52-chab-ssp-088spec 002291e9 000800 08226

bc2003-hr-m52-chab-ssp-112spec 006405e9 000800 07527

bc2003-hr-m52-chab-ssp-113spec 007187e9 000800 07451

bc2003-hr-m52-chab-ssp-114spec 008064e9 000800 07376

bc2003-hr-m52-chab-ssp-115spec 009048e9 000800 07301

bc2003-hr-m52-chab-ssp-116spec 010152e9 000800 07226

bc2003-hr-m52-chab-ssp-117spec 011391e9 000800 07150

bc2003-hr-m52-chab-ssp-118spec 012780e9 000800 07088

bc2003-hr-m52-chab-ssp-119spec 014340e9 000800 07026

bc2003-hr-m52-chab-ssp-120spec 016090e9 000800 06963

bc2003-hr-m52-chab-ssp-121spec 018053e9 000800 06900

bc2003-hr-m52-chab-ssp-122spec 020256e9 000800 06838

Continua en la pagina siguiente

53 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-123spec 022727e9 000800 06781

bc2003-hr-m52-chab-ssp-124spec 025500e9 000800 06723

bc2003-hr-m52-chab-ssp-125spec 028612e9 000800 06665

bc2003-hr-m52-chab-ssp-126spec 032103e9 000800 06607

bc2003-hr-m52-chab-ssp-127spec 036020e9 000800 06548

bc2003-hr-m52-chab-ssp-128spec 040415e9 000800 06490

bc2003-hr-m52-chab-ssp-129spec 045347e9 000800 06434

bc2003-hr-m52-chab-ssp-130spec 050880e9 000800 06377

bc2003-hr-m52-chab-ssp-131spec 057088e9 000800 06318

bc2003-hr-m52-chab-ssp-132spec 064054e9 000800 06266

bc2003-hr-m52-chab-ssp-133spec 071870e9 000800 06205

bc2003-hr-m52-chab-ssp-134spec 080640e9 000800 06145

bc2003-hr-m52-chab-ssp-135spec 090479e9 000800 06086

bc2003-hr-m52-chab-ssp-201spec 1500000e9 000800 04936

bc2003-hr-m52-chab-ssp-204spec 1575000e9 000800 04935

bc2003-hr-m52-chab-ssp-214spec 1825000e9 000800 04887

bc2003-hr-m52-chab-ssp-218spec 1925000e9 000800 04882

bc2003-hr-m62-chab-ssp-031spec 000166e9 002000 10000

bc2003-hr-m62-chab-ssp-032spec 000174e9 002000 10000

bc2003-hr-m62-chab-ssp-034spec 000191e9 002000 09996

bc2003-hr-m62-chab-ssp-051spec 000417e9 002000 09535

bc2003-hr-m62-chab-ssp-052spec 000437e9 002000 09482

bc2003-hr-m62-chab-ssp-054spec 000479e9 002000 09384

bc2003-hr-m62-chab-ssp-055spec 000501e9 002000 09342

bc2003-hr-m62-chab-ssp-070spec 001000e9 002000 08751

bc2003-hr-m62-chab-ssp-071spec 001047e9 002000 08716

bc2003-hr-m62-chab-ssp-072spec 001096e9 002000 08680

bc2003-hr-m62-chab-ssp-073spec 001148e9 002000 08644

bc2003-hr-m62-chab-ssp-074spec 001202e9 002000 08608

bc2003-hr-m62-chab-ssp-075spec 001259e9 002000 08572

bc2003-hr-m62-chab-ssp-076spec 001318e9 002000 08535

bc2003-hr-m62-chab-ssp-077spec 001380e9 002000 08503

Continua en la pagina siguiente

54 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-078spec 001445e9 002000 08472

bc2003-hr-m62-chab-ssp-079spec 001514e9 002000 08440

bc2003-hr-m62-chab-ssp-081spec 001660e9 002000 08375

bc2003-hr-m62-chab-ssp-082spec 001738e9 002000 08342

bc2003-hr-m62-chab-ssp-084spec 001905e9 002000 08276

bc2003-hr-m62-chab-ssp-087spec 002188e9 002000 08189

bc2003-hr-m62-chab-ssp-088spec 002291e9 002000 08159

bc2003-hr-m62-chab-ssp-112spec 006405e9 002000 07502

bc2003-hr-m62-chab-ssp-113spec 007187e9 002000 07429

bc2003-hr-m62-chab-ssp-114spec 008064e9 002000 07360

bc2003-hr-m62-chab-ssp-115spec 009048e9 002000 07291

bc2003-hr-m62-chab-ssp-116spec 010152e9 002000 07221

bc2003-hr-m62-chab-ssp-117spec 011391e9 002000 07150

bc2003-hr-m62-chab-ssp-118spec 012780e9 002000 07093

bc2003-hr-m62-chab-ssp-119spec 014340e9 002000 07036

bc2003-hr-m62-chab-ssp-120spec 016090e9 002000 06978

bc2003-hr-m62-chab-ssp-121spec 018053e9 002000 06920

bc2003-hr-m62-chab-ssp-122spec 020256e9 002000 06862

bc2003-hr-m62-chab-ssp-123spec 022727e9 002000 06808

bc2003-hr-m62-chab-ssp-124spec 025500e9 002000 06754

bc2003-hr-m62-chab-ssp-125spec 028612e9 002000 06700

bc2003-hr-m62-chab-ssp-126spec 032103e9 002000 06646

bc2003-hr-m62-chab-ssp-127spec 036020e9 002000 06592

bc2003-hr-m62-chab-ssp-128spec 040415e9 002000 06538

bc2003-hr-m62-chab-ssp-129spec 045347e9 002000 06484

bc2003-hr-m62-chab-ssp-130spec 050880e9 002000 06430

bc2003-hr-m62-chab-ssp-131spec 057088e9 002000 06376

bc2003-hr-m62-chab-ssp-132spec 064054e9 002000 06322

bc2003-hr-m62-chab-ssp-133spec 071870e9 002000 06265

bc2003-hr-m62-chab-ssp-134spec 080640e9 002000 06209

bc2003-hr-m62-chab-ssp-135spec 090479e9 002000 06152

bc2003-hr-m62-chab-ssp-201spec 1500000e9 002000 04999

Continua en la pagina siguiente

55 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-204spec 1575000e9 002000 04991

bc2003-hr-m62-chab-ssp-214spec 1825000e9 002000 04946

bc2003-hr-m62-chab-ssp-218spec 1925000e9 002000 04941

bc2003-hr-m72-chab-ssp-031spec 000166e9 005000 09918

bc2003-hr-m72-chab-ssp-032spec 000174e9 005000 09933

bc2003-hr-m72-chab-ssp-034spec 000191e9 005000 09890

bc2003-hr-m72-chab-ssp-051spec 000417e9 005000 09299

bc2003-hr-m72-chab-ssp-052spec 000437e9 005000 09260

bc2003-hr-m72-chab-ssp-054spec 000479e9 005000 09186

bc2003-hr-m72-chab-ssp-055spec 000501e9 005000 09147

bc2003-hr-m72-chab-ssp-070spec 001000e9 005000 08524

bc2003-hr-m72-chab-ssp-071spec 001047e9 005000 08491

bc2003-hr-m72-chab-ssp-072spec 001096e9 005000 08459

bc2003-hr-m72-chab-ssp-073spec 001148e9 005000 08427

bc2003-hr-m72-chab-ssp-074spec 001202e9 005000 08393

bc2003-hr-m72-chab-ssp-075spec 001259e9 005000 08360

bc2003-hr-m72-chab-ssp-076spec 001318e9 005000 08326

bc2003-hr-m72-chab-ssp-077spec 001380e9 005000 08292

bc2003-hr-m72-chab-ssp-078spec 001445e9 005000 08262

bc2003-hr-m72-chab-ssp-079spec 001514e9 005000 08233

bc2003-hr-m72-chab-ssp-081spec 001660e9 005000 08174

bc2003-hr-m72-chab-ssp-082spec 001738e9 005000 08143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-084spec 001905e9 005000 08081

bc2003-hr-m72-chab-ssp-087spec 002188e9 005000 07990

bc2003-hr-m72-chab-ssp-088spec 002291e9 005000 07958

bc2003-hr-m72-chab-ssp-112spec 006405e9 005000 07345

bc2003-hr-m72-chab-ssp-113spec 007187e9 005000 07278

bc2003-hr-m72-chab-ssp-114spec 008064e9 005000 07211

bc2003-hr-m72-chab-ssp-115spec 009048e9 005000 07144

bc2003-hr-m72-chab-ssp-116spec 010152e9 005000 07092

bc2003-hr-m72-chab-ssp-117spec 011391e9 005000 07039

bc2003-hr-m72-chab-ssp-118spec 012780e9 005000 06985

Continua en la pagina siguiente

56 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m72-chab-ssp-119spec 014340e9 005000 06930

bc2003-hr-m72-chab-ssp-120spec 016090e9 005000 06876

bc2003-hr-m72-chab-ssp-121spec 018053e9 005000 06823

bc2003-hr-m72-chab-ssp-122spec 020256e9 005000 06771

bc2003-hr-m72-chab-ssp-123spec 022727e9 005000 06720

bc2003-hr-m72-chab-ssp-124spec 025500e9 005000 06669

bc2003-hr-m72-chab-ssp-125spec 028612e9 005000 06618

bc2003-hr-m72-chab-ssp-126spec 032103e9 005000 06566

bc2003-hr-m72-chab-ssp-127spec 036020e9 005000 06514

bc2003-hr-m72-chab-ssp-128spec 040415e9 005000 06461

bc2003-hr-m72-chab-ssp-129spec 045347e9 005000 06410

bc2003-hr-m72-chab-ssp-130spec 050880e9 005000 06356

bc2003-hr-m72-chab-ssp-131spec 057088e9 005000 06302

bc2003-hr-m72-chab-ssp-132spec 064054e9 005000 06253

bc2003-hr-m72-chab-ssp-133spec 071870e9 005000 06196

bc2003-hr-m72-chab-ssp-134spec 080640e9 005000 06143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-135spec 090479e9 005000 06088

bc2003-hr-m72-chab-ssp-201spec 1500000e9 005000 04972

bc2003-hr-m72-chab-ssp-204spec 1575000e9 005000 04960

bc2003-hr-m72-chab-ssp-214spec 1825000e9 005000 04924

bc2003-hr-m72-chab-ssp-218spec 1925000e9 005000 04908

Cuadro 71 Base N

57 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

3416 3436 [Ne v] 34260

3718 3735 [O II] 37260

3720 3737 [O II] 37288

3796 3802 H10 37979

3833 3841 H90 38354

3862 3871 [Ne III] 38691

3882 3891 H8 HeI 38890

3961 3973 [Ne III] 39678

3961 3974 Hε 39701

4024 4030 He I 40262

4067 4070 [S II] 40686

4095 4107 Hδ 41017

4332 4346 Hγ 43405

4469 4475 He I 44715

4854 4868 Hβ 48613

4947 4968 [O III] 49589

4998 5019 [O III] 50068

5009 5022 He I 50157

5156 5164 [Fe VII] 51584

5193 5202 [N I] 51991

5267 5274 [Fe III] 52704

5868 5883 He I 58756

6296 6303 [O I] 63003

6303 6315 [S III] 63121

6355 6372 [O I] 63638

6538 6591 [N II] 65480

6547 6576 Hα 65628

6575 6591 [N II] 65835

6667 6681 He I 66782

6710 6743 [S II] 67164

6718 6743 [S II] 67308

7061 7072 He I 70652

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58 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

7125 7142 [Ar III] 71358

7315 7329 [O II] 73195

7320 7335 [O II] 73302

6845 6945 BC03 lowastlowast7165 7210 BC03 lowastlowast7550 7725 BC03 lowastlowast5880 5906 NaD 5890 lowast lowast lowast9059 9079 [S III] 90690

lowast Lınea de emision

lowastlowast Region en la problematica Bruzual y Charlot (2003)

lowast lowast lowast Absorcion del medio interestelar en 5896A

Cuadro 72 Mascara General desarrollada por NataliaVale Asari (2005) para Starlight

59 Marıa E Rojas A

  • Acroacutenimos
  • Introduccioacuten
  • Fundamentos de Espectroscopiacutea
    • Fundamentos
    • Espectros Astrofiacutesicos
    • Nuacutecleos Activos de Galaxias
      • Sistema NGC6240
      • Sistema NGC6240
      • Coacutedigo de Siacutentesis Espectral
        • Modelo Fiacutesico - Matemaacutetico
        • Modelo Computacional
        • Bases Espectrales
          • Construccioacuten de una Poblacioacuten Estelar Simple (SSPs)
          • Modelos de Poblaciones Estelares Simples
              • Extraccioacuten y Anaacutelisis de Espectros
                • Reduccioacuten
                • Caracterizacioacuten
                  • Espectroscopiacutea Sinteacutetica
                    • Siacutentesis espectral
                    • Sustraccioacuten espectral
                    • Caracterizacioacuten espectral
                      • Clasificacioacuten de NGC6240
                        • Propiedades fiacutesicas de NGC6240
                          • Conclusiones
                            • Bibliografiacutea
                              • Anexos
Page 13: Espectroscop a estelar sint etica, aplicaciones astrof sicas · con modelos estelares que siguen una l nea de tiempo, producidos por la combinacion de bibliotecas de evolucion estelar,

Introduccion

El continuo generado por una fuente estelar o galactica en un rango de longitudes de ondaentre 3500 A a 6000 A presenta cambios en su forma al interactuar con una nube a me-nor temperatura como su propia atmosfera en el caso estelar Este proceso fısicamentese atribuye a transiciones electronicas donde los fotones que producen el continuo cedensu energıa siendo en algunos casos la energıa necesaria para que electrones de los atomospresentes en la nube realicen transiciones a un nivel de mayor energıa generando ası undecaimiento en el continuo con la presencia de lıneas de absorcion Sin embargo estosno son los unicos procesos fısicos que pueden influir en el cambio del continuo de unafuente por ejemplo en galaxias con un nucleo activo como huesped se presentan procesosde excitacion generados por la colision de los atomos debidos a las altas temperaturas enla vecindad del disco de acrecion generando un exceso de fotones que se ven reflejadoscon lıneas de emision que se superponen en el continuo de la fuente en la direccion deobservacion

Al obtener el espectro de un nucleo activo se posee informacion de la fuente fotoionizanteresponsable del continuo y sobre el la superposicion de las lıneas de emision El problemadel espectro observado radica en la presencia de lıneas de absorcion que por su naturale-za provienen de la formacion estelar de la zona circundante al nucleo y que contaminanla informacion proveniente del nucleo activo Se hace entonces necesario minimizar laformacion estelar de este espectro mediante modelos matematicos de espectros estelaressemejantes a fin de sustraerlas del espectro original y tener solamente informacion de lafuente

Los modelos matematicos que permiten determinar las propiedades fısicas (edad meta-licidad e historia de la formacion estelar) con base en el continuo y lıneas emitido poruna galaxia consisten en reproducir un espectro integrador mediante la combinacion li-neal de espectros individuales de varias estrellas tomadas de una amplia librerıa (Sprinrad

3

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

amp Taylor 1970 Faber 1972 Pritchet 1977 Pickles 1985) Modelos mas recientes se ba-san en dos metodos de sıntesis de poblacion estelar El primero de ellos es la Sıntesis dePoblacion Estelar Evolutiva (SPEE) que realiza una comparacion de los datos de galaxiascon modelos estelares que siguen una lınea de tiempo producidos por la combinacion debibliotecas de evolucion estelar espectros estelares con funcion de masa inicial (FMI1) ehistoria quımica definida (Arimoto y Yoshii 1987 Guiderdoni y Rocca-Volmerange 1987Bressan et al 1993 Fioc y Rocca-Volmerange 1997 Vazdekis 1999 Bruzual y Char-lot 2003 Le Borgne et al 2003) El segundo metodo es la Sıntesis de Poblacion EstelarSemi-Empırica (SPESE) en la que se reproducen el continuo las lıneas de emision y laslıneas de absorcion con la combinacion lineal de sistemas simples de observaciones de altaresolucion con caracterısticas conocidas como metalicidad masa y edad (Bica 1988 Pe-lat 1997 Cid Fernandes et al 2001 Moultaka et al 2004) y avances teoricos (Prugnielamp Soubiran 2001 Le Borgne et al 2003 Bruzual SCharlot 2003 Bertone et al 2004Gonzalez Delgado et al 2004) reunidas en librerias las de como Vazdekis (1999) y LeBorgne et al (2004) entre otras

Los dos metodos se apoyan tambien en el tipo de datos analizados por ejemplo existenanalisis por colores (Wood 1966) por anchos equivalentes en la lınea de absorcion porındice espectral (Worthey 1994 Kauffmann et al 2003) y por caracterısticas de emisiontanto estelar como nebular (Leitherer et al 1995 Schaerer amp Vacca 1998 Mas-Hesse ampKunth 1991 Kewley et al 2001)

Un resultado claro de la sintesis espectral en el optico es la historia y evolucion de laformacion estelar de las galaxias tipo ULIRG2 que para el caso del sistema en colisionArp220 fue obtenida mediante el codigo Starlight (Cid Fernandes et al 2005) y pos-teriormente confirmada con el codigo Confit (Tadhunter et al 2005 Rodrıguez Zaurınet al 2007) y la obtencion de un chi-cuadrado χ2 entre las observaciones y los modelosde poblaciones estelares simples (J Rodrıguez Zaurın et al 2008) Con la obtencion dela sıntesis de la poblacion estelar del sistema Arp220 fue posible clasificar la poblacionestelar dominante en la region nuclear del sistema y confirmar con la literatura el origende la gran luminosidad de las ULIRG asociada a la interaccion entre galaxia y galaxia

El trabajo de J Rodrıguez Zaurın motiva a realizar una investigacion orientada ahora agalaxias tipo LIRGs3 del universo local (z le 02) como el sistema en fusion NGC6240que tiene una luminosidad de 3 5 times 1011 L en el infrarrojo (Yun amp Carilli 2002) y escatalogado como un nucleo activo (DePoy et al 1986)

1Funcion de Masa Inicial es una funcion de prueba que permite calcular cuanta masa puede tener unaestrella

2Galaxias ultraluminosas infrarrojas (ULIRGs) Untraluminous Infrared Galaxies con luminosidadLIR gt 1012L

3Galaxias luminosas infrarrojas (LIRGs) Luminous Infrared Galaxies con luminosidades entre LIR =1011 minus 1012L

INDICE DE FIGURAS 4 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

El objetivo de este trabajo consistio en recalibrar las lıneas de emision de los espectrosdel sistema NGC6240 que se encuentran contaminadas por las lıneas de absorcion pro-venientes de la formacion estelar de los espectros obtenidos por Rosa Gomez Delgadoinvestigadora adscrita al Instituto Astrofısico de Andalucia (IAA) mediante la obtencionsintetica de la componente estelar utilizando el codigo de sıntesis espectral Starlight ybases espectrales de Bruzual amp Charlot Para desarrollar este trabajo se llevo a cabo unarevision de los fundamentos de la espectroscopıa los cuales estan descritos en el primercapıtulo de este trabajo una caracterizacion del objeto con base en los reportes de laliteartura capıtulo dos y un analisis de la logica del codigo de sıntesis espectral Starlighta fin de encontrar los espectros que mejor reproducen el espectro original de NGC6240utilizando la biblioteca BC03 capıtulos tres y cuatro

Una vez se definio la base y la estructura del codigo se realizo una reduccion del espectrooriginal obteniendo un espectro caracterizado para las seis zonas mas cercanas al nucleoactivo y utilizadas como espectros de entrada en el codigo Starlight Para cada una de laszonas fue posible obtener el espectro sintetico de la poblacion estelar permitiendo carac-terizar la formacion estelar y a su vez recalibrar las lıneas de emision en sus flujos luegode la sutraccion de la componente estelar sintetica de cada zona del sistema NGC6240

INDICE DE FIGURAS 5 Marıa E Rojas A

CAPITULO 1

Fundamentos de Espectroscopıa

La constante agitacion de los atomos y moleculas al interior de materia que se encuentraa una temperatura superior a 3K ocasiona que esta emita radiacion termica ası cuandoun cuerpo se encuentra a una temperatura mayor que la temperatura de su entorno estese enfriara muy rapido debido a que la energıa de emision (del cuerpo) es mayor que laenergıa de absorcion (su entorno) este proceso ocurre hasta que se alcanza el equilibriotermico con el medio La radiacion emitida se puede analizar mediante el uso de un es-pectrometro el cual permite estimar la temperatura de un cuerpo y la composicion defrecuencias de la radiacion termica emitida Esta tecnica se denomina espectrometrıa

La informacion que se obtiene del estudio espectroscopico permite clasificar los cuerpossegun las caracterısticas de la emision que recibe un receptor en la direccion de observa-cion En la figura 11 se puede observar que a medida que el espectro descrito en la ley decuerpo negro de Planck viaja por el medio se presentan alteraciones en su forma segunla direccion de observacion es ası como para un observador A el continuo que provienede un objeto al atravesar un medio de menor temperatura presenta una disminucion enla intensisdad de la radiacion en la longitud de onda asociada a la transicion electronicagenerando lo que se conoce como lınea de absorcion mientras que un observador en ladireccion B recibe una intensidad de radiacion en una longitud de onda especıfica aso-ciada a una transicion electronica debida a la emision de un foton reflejado en lo que seconoce como lınea de emision Ambos procesos permiten interpretar las caracterısticasdel elemento quımico que se encuentra en el medio atmosfera o nube interestelar

En el presente capıtulo se presenta una breve revision de los conceptos inherentes a laespectroscopıa observacional

6

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

En+1

En

I()

I()

I()

Estrella A

B

Figura 11 Representacion de los procesos de emision y absorcion

11 Fundamentos

Espectro Continuo Representa la intensidad de radiacion de un cuerpo con relaciona la longitud de onda El comportamiento de la radiacion fue descrito por Plancken 1900 como la radiacion de cuerpo negro

ρT (ν)dν =8πν2

c3

ehνκT minus 1 (11)

donde ρT (ν) es el numero de fotones por unidad de volumen existente entre lafrecuencia ν y ν + dν h es la constante de Planck h = 663 times 10minus34 Jtimess κ laconstante de Boltzmann κ = 1 38 times 10minus23JK ν la frecuencia y T la temperaturaabsoluta y c la velocidad de la luz

En esta descripcion la energıa esta cuantizada es decir los atomos y las moleculassolo pueden tener unidades discretas de energıa E = hν y cada valor de energıarepresenta un estado cuantico diferente Atomos y moleculas emiten o absorbenenergıa en paquetes discretos tambien llamados fotones los cuales son emitidoscuando cambian de estado cuantico

Transicion electronica Proceso responsable del cambio de estado cuantico de unatomo o molecula El estado cuantico mas bajo puede ser el fundamental y losestados cuanticos altos los estados excitados Entonces una transicion electronica

11 FUNDAMENTOS 7 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

de un estado cuantico menor a un estado mayor esta asociado a una absorcionde un foton que produce la lınea de absorcion sobre el continuo Sin embargo elestado de excitacion por lo general es de corta duracion produciendo una transicionelectronica en sentido contrario de un estado cuantico mayor a uno de estado menorproduciendo la emision de un foton asociada a la desexcitacion y vista con una lıneade emision en una direccion arbitraria figura 12

Estados excitados

Estado Fundamental

Absorcioacuten

E

Emisioacuten

Figura 12 Transiciones entre los niveles de energıa

Perfil de Lınea Es el nombre que recibe la lınea espectral que observacionalmen-te no es infinitamente delgada sino que presenta un ensanchamiento que fısica ymatematicamente se explica a partir de

1 Ensanchamiento natural relacionado con el principio de incertidumbre de Hei-senberg ∆E∆t = ~ donde ~ es la simplificacion de h

2πsiendo h la contante de

PlanckEl Ensanchamiento natural es la medida de la energıa correspondiente a unatransicion en un tiempo t Matematicamente se expresa como

∆λ asymp λ2

2πc

(1

∆ti+

1

∆ti

) (12)

donde el diferencial energıa es Efoton = hcλ siendo c la velocidad de la luz

se considera del orden de 10minus6A

11 FUNDAMENTOS 8 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

2 Ensanchamiento Doppler debido a que en la nube de gas algunos atomos sealejan y otros se acercan al observador la contribucion total de radiacion sepuede desplazar al rojo y al azul como consecuencia del movimiento del gas enrotacion y se conoce como corrimiento al rojo (y al azul) z definido ası

z =λobservada minus λemitida

λemitida=

∆λ

λemitida= plusmn|vr|

c

donde vr es la velocidad radial en terminos de la velocidad mas probable en ladistribucion de Maxwell- Boltzman asociada a la temperatura local (T ) como

vr =

radic2κT

m

siendo κ la constante de Boltzmann y m la masa Por tanto el ancho de la lınease ve ensanchado matematicamen ası

∆λ =2λemitida

c

radic2κT

m (13)

3 Ensanchamiento colisional asociado a la interaccion de los atomos que se en-cuentran sometidos a altas presiones donde los niveles energeticos son altera-dos por los iones o electrones del ambiente ampliando la lınea debido a la altaprobabilidad de choque con atomos adyacentes Tal ensanchado esta dado por

∆λ =λ2

c

ησ

π

radic2κT

m (14)

donde 1ησ

es trayectoria libre media para colisiones

Entonces una transicion electronica se presenta en un intervalo de frecuenciasν = ∆E

h donde la intensidad de radiacion varıa en la vecindad de una frecuen-

cia central ν0 y se describe a traves de una funcion de probabilidad medianteun perfil de Lorentz o un perfil Gaussiano figura 13

Ancho equivalente (Wλ) es el ancho medido en A de una caja rectangular quecontiene un area igual a la contenida por un perfil de lınea espectral o el areamedida entre el nivel del continuo normalizado a la unidad con referencia cero

Wλ =

intfo(λ)minus fc(λ)

fc(λ)dλ (15)

donde fc(λ) es el flujo del continuo y fo(λ) es el flujo observado medido en A (figura14)

11 FUNDAMENTOS 9 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

F (υ)υο

Inte

nsid

ad d

e ra

diac

ioacuten

φ(υ)

Perfil de Lorentz

Perfil Gaussiano

Figura 13 Representacion grafica de un perfil de lınea

Ancho total a la mitad de la altura (FWHM por sus siglas en ingles) es el anchomedido a la mitad de la altura entre el continuo y el maximo del perfil de lınea y semiden en en A figura 14

Flujo Instantaneo es la energıa por unidad de tiempo que atraviesa un area dSobtenida al integrar la densidad de flujo espectral en todas las frecuencias posibles

F =

int π2

0

int 2π

0

I cos θ sen θdθdφ = πI (16)

siendo I la intensidad total emitida uniformemente en todas las direcciones Unaunidad de medida son los Janskys (10minus26 W mminus2 Hzminus1)

Luminosidad Se define como la energıa por unidad de tiempo emitida por una fuenteluminosa en todas las direcciones es decir en un angulo solido de 4π esteroradianesEn una radiacion isotropica la luminosidad se expresa como

L = 4πR2F (17)

donde F es la densidad de flujo que pasa a traves de una superficie que rodea lafuente luminosa a una distancia R por segundo su unidad de medida son ergs sminus1El termino 4π R2 corresponde al area superficial de la fuente luminosa obtenida dederivar el volumen de la esfera con respecto al radio

11 FUNDAMENTOS 10 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

FWHM

F2

F

120582[Å] 0

119865120582

W

0

FWHM

Figura 14 Representacion grafica de FWHM (Ancho total a la mitad de la altura porsus siglas en ingles)

Luminosidad Especıfica es la energıa en una frecuencia ν emitida por una fuentepor segundo

Lν = 4πR2Fν (18)

12 Espectros Astrofısicos

El espectro de una estrella o una galaxia contiene un continuo proveniente de la fuente yun espectro de lıneas superpuesta sobre el proveniente de las nubes en la vecindad de lafuente Todas las caracterısticas fısicas de estas nubes se adquieren con la interpretacionde las propiedades de las lıneas En el cuadro 11 se encuentran registradas las lıneas deemision y absorcion mas reportadas en la literatura con sus longitudes de onda especıficasen ellas sobresalen las lıneas de hidrogeno (serie de Balmer) lıneas de helio neutro lıneasde hierro doblete hidrogeno lınea de calcio ionizado (K) y la lınea del calcio neutro entreotras

En la figura 15 se observa el espectro de la galaxia NGC224 catalogada como una ga-laxia normal (Peimbert M amp Torres-Peimbert S 1981 Shuder J M Osterbrock DE1981 y Filippenko A V amp Sargent W L W 1988) en donde es posible encontrarlıneas anchas en las lıneas de Hα y Hβ asociadas a la alta velocidad del gas de la zonacentral

12 ESPECTROS ASTROFISICOS 11 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ [A] Lınea λ [A]

[O II] 3726032 [O III] 4958900

He I 3820000 [O III] 5006840

[NeIII] 3868760 C-C 5165000

K Ca-II 3933000 Fe II 5197570

H Ca-II 3968000 [O I] 6300304

HeI 4026000 [O I] 6363776

[S II] 4068600 [N II] 6548050

Fe II 4178862 Hα 6562819

Hδ 4101740 [N II] 6583460

Hγ 4340471 [S II] 6716440

Hβ 4861300 [S II] 6730810

Cuadro 11 Lıneas de absorcion y emision reportadas en la literatura

13 Nucleos Activos de Galaxias

Las galaxias con un nucleo activo (AGNs por sus siglas en ingles) son aquellas galaxiasque contienen una fuente central muy compacta altamente luminosa y emisoras de uncontinuo de gran cantidad de energıa y la presencia de intensas lıneas de emision El mode-lo que mejor describe las caracterısticas observadas en los AGNs es el Modelo Unificadoen donde se plantea que cada AGN contiene un agujero negro supermasivo en la regıoncentral (M amp 109M) y un disco de acrecion fuente del intenso continuo radiado Masdistante existe una region a la cual se le asocia la emision de lıneas denominada region delıneas anchas (BLR con vFWHM gt 100Kms) y mas distante una region de lınea delgadas(NLR con vFWHM lt 100Kms) rodeando un toro oscurecedor

Existen diferentes tipos de AGNs debido al registro de emision entre los que sobresalen

Galaxias Seyfert Objetos que presentan un nucleo brillante con lıneas de emisionproducidas por atomos en un amplio rango de ionizacion Un analisis espectral per-mitio categorizar estos AGNs en dos tipos Seyfert tipo 1 en donde se observan lıneasde emision anchas y Seyfert tipo 2 en donde se observan lıneas de emision estrechasestas galaxias se identifican segun la orientacion de observacion

Quasars AGNs que debido a sus distancias se observan como objetos muy brillantescon halos difusos estas son galaxias tıpicas en los primeros estadıos del universoaunque se encuentren tambien en el universo local

13 NUCLEOS ACTIVOS DE GALAXIAS 12 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

F λ[1

0-14

cm-2s-

1 Å-1]

0

2

4

6

8

λ[Å]3500 4000 4500 5000 5500

NGC224

Figura 15 Galaxia normal NGC224 fuente NED

LINERs (del ingles Low-Ionization Nuclear Emission-line Region) estas galaxiasson de baja luminosidad y sus espectros se asemejan a una tıpica galaxia Seyfert 2

En la figura 16 se presenta un espectro caracterıstico de un nucleo activo en el se puedeobservar que el continuo no responde a la ley de cuerpo negro y que ademas la intensidadde las lıneas de emision es superior a la intensidad de las lıneas de absorcion

F λ[1

0-17

cm-2s-

1 Å-1]

0

500

1000

1500

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Mkr699

Figura 16 Galaxia con nucleo activo MRK 0699 fuente SDSS

En algunas galaxias con nucleos activos tambien es posible encontrar intensa formacionestelar en la vecindad del AGN o en los brazos de la estructura huesped Esta actividadde formacion incrementa la emision en el infrarojo de manera que tambien se puedenclasificar como

13 NUCLEOS ACTIVOS DE GALAXIAS 13 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

LIRGs Galaxias Luminosas en el Infrarrojo (por su siglas en ingles Luminous In-frared Galaxies) con luminosidades L sim 1011L

ULIRGs Galaxias Ultra Luminosas en el Infrarrojo (por su siglas en ingles UltraLuminous Infrared Galaxies) presentan luminosidades L gt 1012L

Starburst galaxias que presentan una tasa de formacion estelar muy alta en un cortoperiodo de tiempo de la galaxia

13 NUCLEOS ACTIVOS DE GALAXIAS 14 Marıa E Rojas A

CAPITULO 2

Sistema NGC6240

NGC6240 (IC4625 UGC10592 MCG00-43-004 VV617 Psk1650+024) es un par inte-ractuante entre una galaxia elıptica y una galaxia ultraluminosa (IRAS 16504 0228)Fosbury amp Wall (1979) con dos nucleos en la region central Fried amp Schulz H (1983)Se encuentra a una distancia de 98 Mpc con ascension recta en 16h 52m 589s y declina-cion +02 24

prime03

primeprime desplazandose con una velocidad promedio de 7339 km sminus1

La morfologıa del sistema presenta una alteracion debida a la interaccion sin embargoSchulz et al (1993) detecta por primera vez la presencia de dos nucleos en la region cen-tral que segun las imagenes en el rojo de Dopita M A et al (2002) presentan fuertescolas de marea asociadas a la fusion hecho que llevo a catalogarla como un sistema demorfologıa compleja Observaciones en el optico han establecido que la separacion entrelos dos nucleos es de aproximadamente 16

primeprime(08 kpc) (Scoville NZ et al 2000) en

sentido norte-sur siendo el nucleo sur el mas brillante mientras que observaciones enradio calculan una separacion de 14

primeprime (Carral Turner amp Ho 1990) con una velocidad

de dispersion entre ellos de 229 km s minus1 (Tecza et al 2000 Genzel et al 2001)

El sistema NGC6240 posee una metalicidad aproximada de una decima solar (Oliva ampOriglia 1998) y es una fuente infrarroja ultraluminosa en donde el 99 de la lumino-sidad es bolometrica en el infrarrojo (Wright et al 1984 Soifer et al 1984) con unaluminosidad aproximada de 3 5times 1011 L (Yun amp Carilli 2002) de donde se estima queen un 50 a 75 es proveniente de un starburst (Genzel et al 1998 Rigopoulou etal 1999 Laurent et al 2000 Lutz et al 2003) mientras que el restante 25 o 50 proviene de la luminosidad del nucleo activo (Komossa et al 2003 Iwasawa amp Comastri1998 Vignati et al 1999 Iwasawa 1999 Matt 1999) derivado de los analisis en rayos Xen la lınea de emision de FeK a 64 keV para ambos nucleos y en la emision del continuo

15

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

a 100 keV

Un analisis del espectro en el optico muestra una fuerte emision en la lınea de [O III]y una debil emision en la lınea [O II] en el nucleo sur que se contrasta con una debilemision en la lınea [O III] y una fuerte emision en la lınea de [O II] del nucleo norteBarbieri C et al (1993) El espectro de NGC 6240 se destaca ademas por la relacionentre la lıneas de emision del hidrogeno molecular y la emision de [Fe II] en 164 micras(Becklin et al 1984 Rieke et al 1985 DePoy et al 1986) siendo la emision de Hα masfuerte al noroeste de la galaxia en contraste con la emision en el rojo al norte y al oestedel sistema El continuo puede ser descrito por modelos de absorcion con una instensidadaproximada de 650 mJy (Van Driel Wet al (2000)) debida a la emision nuclear directa(Vignati et al 1999 Netzer et al 1998)

Los estudios en el optico muestran que la emision de Hα se puede ver afectadas por laabsorcion asociada a la formacion estelar este hecho se refleja en la clasificacion paraeste sistema dentro de la taxonomıa de las galaxias activas ya que que su espectro sepuede clasificar como el de una galaxia con una region nuclear emisora de baja ionizacion(LINER) o Seyfert 2 (Kewley et al 2001 Goldader et al 1997a 1997b Kim et al 1995Veilleux et al 1995)

Existen varios estudios espectroscopicos del infrarrojo (IR) en la literatura (Doyon et al1994 Lester et al 1994) que muestran diferencias en la naturaleza de la poblacion estelarse considera que la poblacion estelar joven es la dominante del sistema Oliva et al (1999)

Otros estudios reportan poca actividad de H2O (Braatz et al 1997) sin embargo se con-firma la presencia de un perfil de absorcion en OH Baan et al (1985 1992) en dondealrededor de la mitad del flujo se concentra en una gruesa estructura de disco ubicadaentre el IR y el radio con una velocidad de 800 km sminus1 y un ancho total de lınea de 1400km sminus1 que revelan la complejidad de la dinamica de gases en este sistema debida a lagran perdida de masa que se aproxima a 500 M anominus1

Las recientes observaciones de NGC6240 realizado por el Satelite Chandra permitieroninvestigar el difuso halo galactico gracias a la emision de rayos X blandos en una regionde 110 times 80 kpc donde el gas tiene una temperatura aproximada de 75 millones deKelvin con una densidad estimada de 25 times 10minus3cmminus3 una masa total de 1010M unaluminosidad de 4 times 1041erg sminus1 y una metalicidad menor a 0 1Z Un analisis espectralespacialmente resuelto revela variaciones en la emision en Hα lo que implica un enri-quecimiento uniforme por parte de las supernovas de tipo II La evidencia observacionalapunta al aumento de la formacion de estrellas dentro de una gran abundancia de gasEmanuele Nardiniet al (2013)

16 Marıa E Rojas A

CAPITULO 3

Codigo de Sıntesis Espectral

Los astronomos han desarrollado algunos metodos para obtener informacion sobre la com-posicion de las estrellas y galaxias Uno de ellos es el analisis e interpretacion de los estadoselectronicos de los iones atomos y moleculas de las atmosferas de las estrellas y medio in-terestelar pertenecientes a una galaxia los cuales son reproducidos matematicamente a finde obtener espectros integrados que reconstruyen el espectro sintetico de la galaxia Hoyse tienen dos escuelas que describen la llamada sıntesis de poblacion estelar Evolutiva ySemi-empirıca En la primera escuela la sıntesis se obtiene al reproducir un biblioteca deespectros a partir de condiciones fısicas hipoteticas como historia de formacion estelarevolucion quımica y funcion de masa inicial sin embargo hay incertidumbre sobre las con-diciones fısicas reales de cada biblioteca En la segunda escuela la sıntesis es el resultadode una combinacion lineal de espectros de estrellas yo aglomerados con incertidumbre enla capacidad de las bases estelares para reproducir las condiciones diversas de las galaxiasGomes (2005)

El Dr Roberto Cid Fernandes desarrollo en 2005 un codigo de sıntesis mediante el al-goritmo Metropolis-Markov llamado Starlight Spectral Synthesis Code -Starlight el cualcombina linealmente elementos de bases estelares construidas a partir de observaciones yelementos de bases de poblaciones estelares simples teoricas con edad metalicidad y masadesarrolladas por Bruzual amp Charlot (2003) En este capıtulo se presenta la configuracionde las propiedades fısicas matematicas y computacionales del codigo Starlight

17

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

31 Modelo Fısico - Matematico

En la sıntesis espectral el espectro de una galaxia se compone de una combinacion linealde espectros de poblaciones estelares dentro de un espacio finito ξN con N componentesy elementos Lj(λ) (j = 1 N) Cada Lj es un espectro que depende de la poblacionestelar en un intervalo de longitud de onda λ La ecuacion principal del modelo de sıntesisespectral es

M(λ) =Nsumj=1

xjLj(λ) (31)

donde xj es el coeficiente de expansion y M(λ) es el espectro modelado de salida Laecuacion 31 puede expresarse como

M(λ)

M(λ0)=

Nsumj=1

xj

(Lj(λ)

Lj(λ0)

) (32)

donde se introduce la condicion de normalizacionsumN

j=1 xj = 1 que se cumplira en lalongitud de onda λ0 Ademas es posible interpretar que

M(λ) es el espectro modelo de prueba que a diferencia del espectro observado O(λ)puede consistir de unicamente lıneas de absorcion y un continuo

λ0 es la longitud de onda normalizada M(λ0) y Lj(λ0) son los valores del modelo

y espectro de la poblacion estelar j en λ0 Para este caso se considera λ0 = 4020 A

xj es el flujo monocromatico de la componente j en λ0 en el espacio ξN con extincionAV Al conjunto minusrarrx equiv (x1 xN) se llama el vector de poblacion e indica en lapractica la fraccion de luz debido a cada elemento N Por lo general esto no sumael 100 de la contribucion de luz

Lj(λ) es la poblacion estelar j del espacio ξN que comprende un elemento de labase Cada uno corresponde a una caracterıstica astrofısica bien definida (edad (tj)

metalicidad (Zj)) asociada a Lj medida en unidades L Aminus1 M

Para hacer un analisis funcional con el objeto de encontrar las relaciones del coeficiente xjes necesario una interpretacion matematica de los dos primeros items y una interpretacionfısica de los dos ultimos ası

1 Producto Interno como las funciones del espacio ξN son analıticas es necesariogarantizar que estas cumplan una relacion de ortogonalidad y ortornormalidad enun intervalo [a b] con respecto a una funcion de peso ε(λ) es decir

(Lm(λ) Ln(λ)) =

int b

a

Lm(λ)times Ln(λ)times ε(λ)dλ = Cmnδmn

31 MODELO FISICO - MATEMATICO 18 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

donde δmn es el delta de Kronecker y Cmn es una constante entonces si δmn es 1para todos los m y n se dice que el conjunto es ortonormal Por tanto

Nsumj

xj = 1 (33)

2 Extincion no se tiene en cuenta en el modelo Se sabe que la luz al atravesarun medio interestelar de gas o polvo presenta fenomenos de absorcion o dispersioncausando el llamado enrojecimiento del espectro el cual debe ser previamente co-rregido

3 Dispersion de velocidad es un proceso fısico debido a la dinamica estelar y estarelacionado con el corrimiento Doppler Ası el efecto neto sera el ensanchamiento delas lıneas de absorcion en el espectro observado (Oλ) efecto que debe ser corregidopreviamente

Incorporando las anteriores consideraciones la ecuacion 32 para un modelo fısico resulta

M(λ)

M(λ0)=

Nsumj=1

xj

(Lj(λ)

Lj(λ0)

)r(λ)otimesG(v σ) (34)

donde

r(λ) equiv 10minus04(AλminusAλ0) es el termino de extincion Aλ es la extincion del polvo en la

longitud de onda λ y Aλ0 es el enrojecimiento en la longitud de onda normalizadaλ0 En este trabajo se asume que la curva de extincion es similar a la de nuestragalaxia por eso se utilizara la ley de extincion de Cardelli et al (1989) Ademas seasume que todas las componentes estelares es decir cada elemento de la base sufreel mismo enrojecimiento AV

G(v σ) es una distribucion gaussiana de velocidades centrada en v con amplitudde dispersion σ Los espectros de base (L1(λ) LN) son convoluıdos1 (sımbolootimes) con G(v σ) para tener el ancho de las lıneas de absorcion y emision de M(λ)debidos a la cinematica estelar

1La convolucion transforma un espectro F (λ) a un espectro I(λ) dado por

I(λ) =

int +infin

minusinfinF

(λprime =

λ

1 + vc

)G(v v σ)dv (35)

31 MODELO FISICO - MATEMATICO 19 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

32 Modelo Computacional

La herramienta computacional que permitio realizar los calculos con la ecuacion 34 seencuentra disponible en wwwstarlightufscbr El codigo realiza una descomposicion deun espectro observado O(λ) sobre una base de espectros de poblaciones estelares simplescomo una combinacion lineal encontrando el mejor ajuste de M(λ) con relacion a O(λ)El ajuste a O(λ) se realiza a traves de la tecnica derivada de la mecanica estadısticaconocida como Simulated Annealing utilizada para encontrar los parametros mınimosmediante el algoritmo Metropolis - cadenas de Markov

χ2 equiv χ2 (minusrarrx M(λ0) Av v σ)) =

λfsumλi

(O(λ)minusM(λ))2 ω(λ)2 (36)

donde ω(λ)2 = eminus1λ es la funcion de peso expresada como la mascaraerror en cada λ

siendo cero para las longitudes de onda con flujos falsos o lıneas enmascardas λi es la lon-gitud de onda inicial y λf la longitud final de la suma en la funcion de χ2 Cid Fernandeset al (2004)

El ajuste se realiza en cuatro etapas

1 Primeros ajustes (First Fits FF) Hace un amplio barrido del espacio de parametros

Programa de enfriamiento el algoritmo pasa a traves de la base N disminu-yendo la temperatura iniciando desde la mas caliente hasta un valor mınimode temperatura definido en el archivo de configuracion siguiendo la funcionde probabilidad de Boltzmann y utilizando el criterio Metropolis planteado enCid Fernandes et al (2004b)

Adaptacion de la funcion peso Ajusta el peso de forma dinamica segun laeficiencia de las temperaturas aceptadas Cid Fernandes et al (2004b)

Criterios de convergencia centralizado en el valor adimensional el cual dacuenta de la convergencia de las cadenas asociado a cada elemento de la baseGelman y Rubin et al (1992)

Parametros cinematicos se define un valor para v y σ que se mantiene cons-tante en todo el algoritmo Metropolis Cid Fernandes et al (2004b)

2 Correcciones (Clip amp Refit) permite comprobar el peso asignado a cada punto res-pecto al espectro de entrada estableciendo el NSIGMA de ajuste

3 Apropiacion (Burn-In) es considerada la ultima etapa de Starlight ya que tomatodas las cadenas de Markov construidas en el paso anterior que tengan mayorpeso para encontrar ası el mejor ajuste de un espectro de entrada respecto a cadacadena

32 MODELO COMPUTACIONAL 20 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

4 Ultimos ajustes (EX0) desecha los componentes irrelevantes de la base N y afina elajuste generando el archivo de salida

33 Bases Espectrales

Una base espectral utiliza poblaciones estelares simples (SSPs) representadas mediantecumulos de estrellas que nacen a partir de una misma nube de gas con composicion quı-mica homogenea a traves de una formacion estelar intensa y caracterizada por tener unaedad y metalicidad bien definida

Definir las componentes N de la base es de vital importancia para que los resultadostengan alguna conexion con la realidad por ejemplo si se desea identificar la edad delas componentes estelares de una galaxia es necesario que la base precise dentro de susparametros la edad o metalicidad de cada N

331 Construccion de una Poblacion Estelar Simple (SSPs)

El metodo para generar la base de poblaciones estelares contiene tres componentes prin-cipales

1 Observaciones reunidas en bibliotecas estelares de espectros Estas varıan segun latemperatura y la luminosidad de las estrellas de acuerdo con las regiones que sepueden establecer en el diagrama Hertzsprung-Russell (HR)

2 Modelos teoricos de trayectorias evolutivas Estas predicen como serıa la evolucionde las estrellas en un diagrama HR que aportan a la formalizacion de una poblacionestelar

3 Funcion de masa inicial (FMI) φ(m) Pondera el numero de estrellas de masa entrem y m + dm independiente del tiempo y normalizada como

intmφ(m)dm = 1

El espectro de una estrella de masa m que depende de la longitud de onda λ la metali-cidad Z y la edad tprime definido por I(λm t

prime Z) en luminosidades solares [L] y con untiempo de vida τ(m) se define como

I(λm tprime Z) =

f(λm t

prime Z) si tprime le τ(m)

0 si tprime gt τ(m)(37)

donde f es una funcion de λm tprime y Z

Ahora se define

Ψ(tprime) tasa de formacion estelar

33 BASES ESPECTRALES 21 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Z(tprime) ley de enriquecimiento quımico

si se tiene una nube de gas con formacion estelar donde despues de un tiempo de vidat se tienen varias estrellas de distintas masas con edad tprime se debe satisfacer la relaciontprime le t ya que las estrellas no pueden ser mayores que el sistema Sin embargo las estre-llas con edades tprime nacieron en un tiempo t minus tprime donde la tasa de formacion estelar y elenriquecimiento quımico son diferentes de las actuales

El numero de estrellas con edad entre tprime y tprime+dtprime y masas entre m y m+dm en un tiempot esta dada por

dN(t) = Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdtprime (38)

Si la metalicidad esta dada por Z(tminus tprime) la suma de los espectros de las estrellas de edadentre tprime y tprime + dtprime y de masas entre m y m+ dm en el tiempo t es

I total(λm tprime Z(tminus tprime)) = I(λm t

prime Z(tminus tprime))times dN(t)

I total(λm tprime Z(tminus tprime)) = I(λm t

prime Z(tminus tprime))Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdtprime (39)

El espectro total en el tiempo t teniendo en cuenta todas las estrellas con masas entre ellımite inferior de las masas estelares (Mupp) y el lımite superior de masas estelares (Mlow)es

I(λ t) =

int t

0

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(tminus tprime))Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdt

prime (310)

Esta es la ecuacion general para crear un espectro l(λ t) de poblaciones estelares sujetoa una tasa de formacion estelar y a un enriquecimiento quımico determinado Por tantopara formar una poblacion estelar simple con una metalicidad Z y una edad t bien definidasolamente es necesario establecer Ψ(tminus tprime) como

Ψ(tminus tprime) = C times δ(tminus tprime) (311)

donde C es una constante de dimensiones [C] equiv [M] y δ(t minus tprime) equiv [anominus1] Luego laecuacion 310 se reemplaza por

I(λ t) =

int t

0

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(tminus tprime))Cδ(tminus tprime)φ(m)dmdt

prime (312)

Por tanto el espectro con una metalicidad definida en un tiempo tprime = 0 es

I(λ t) = C

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(0))φ(m)dm (313)

Con una poblacion estelar simple es posible generar los elementos de la base a partir dela ecuacion 313 como

33 BASES ESPECTRALES 22 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

L(λ t Z(0)) =I(λ t)

C

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(0))φ(m)dm (314)

L(λ t Z(0)) puede ser llamado Lj(λ) cuando t = tj y Z(0) = Zj con unidades [Lminus1Mminus1

]Por lo tanto el termino Lj(λ) se puede expresar como

Lj(λ) asympsumi

I(mi tj Z(j))φ(mi)∆mi donde τ(mi) le tj (315)

indicando que para calcular Lj(λ) se suman los espectros individuales de estrellas de unabiblioteca estelar dada a lo largo de una edad tj y metalicidad Zj por una funcion de masainicial

332 Modelos de Poblaciones Estelares Simples

Los espectros de las estrellas Lj(λ) se agrupan en diferentes modelos de poblaciones es-telares simples (SSPs) difiriendo en el conjunto de bibliotecas estelares y requerimientosevolutivos pero todos utilizan la funcion de masa de Chabrier (2003)

Υ(logm) prop

exp[minus

(logm minus logmc)2

2σ2

] si m le 1M

mminus13 si m gt 1M

(316)

con mc = 0008 y σ = 0069 Esta funcion de masa indica la cantidad de estrellas en unintervalo logarıtmico de masa 2

Los modelos utilizados son

STELIB (Stellar Library) contiene 249 estrellas observadas entre 3200A - 9500A yresolucion espectral de 3A (Le Borgne et al 2003)

2 podemos reemplazar φ(m) con la condicion de normalizacionint Mupp

Mlow

mΥ(logm)d logm = 1 (317)

con d logm

dm= 1

m ln 10 = d logm

dm= log e

m tenemos

log e

int Mupp

Mlow

Υ(logm)dm =

int Mupp

Mlow

mφ(m)dm = 1 (318)

por tanto

φ(m) = log eΥ(logm)

m (319)

33 BASES ESPECTRALES 23 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Nombre Metalicidad [Z] Fuente

Padova 1994 0001ndash 010 Alongi et al (1993)

Bressan et al (1993)

Fagotto et al (1994a)

Fagotto et al (1994b)

Girardi et al (1996)

Padova 2000 00004 ndash003 Girardi et al (2000)

Geneva 002 Schaller et al (1992)

Charbonnel et al (1996)

Charbonnel et al (1999)

Cuadro 31 Trayectorias Evolutivas usadas en BC03 Fuente BC03

MILES (A Medium Resolution INT Library of Empirical Spectra) Contiene 985estrellas observadas entre 3200A - 7500A y resolucion media de 23A (Sanchez-Blazquez et al 2006)

Granada contiene 1654 espectros estelares compuestos con modelos de atmosferaestelar entre 3000A - 7000A y resolucion espectral de 03A (Martins et al 2005)

Bruzual amp Charlot (2003 BC03) Contiene 26 modelos de base con SSPs calculadosutilizando trayectoria evolutiva de Padova 1994 (Alongi et al 1993 Bressan et al1993 Fagotto et al 1994 Girardi et al 1996) cada base contiene 221 espectros dealta resolucion con edades desde t = 0 a t = 20 Giga anos en un rango de 3200A -9500A en unidades de LAminus1 Mminus1

13 de estas SSPS utilizan la FMI de Chabrier(2003) con Mlow = 01 M y Mupp = 100 M normalizados a una masa total de1M en las estrellas a la edad t = 0 las otras 13 SSPs son analogos Salpeter

Para este trabajo se adapto la base de poblaciones estelares simples de la biblioteca deBruzual e Charlot (2003 BC03) que se basa en trayectorias evolutivas y en bibliotecasde espectros estelares descritas en la tabla 31 32 y 33 La mayorıa de los resultadospublicados de Starlight usan este modelo por su amplia gama en edades y metalicidades

Para reproducir la formacion estelar de NGC6240 se utiliza una base que contiene 200SSPs con edades entre 2 times 106 y 13times1010 anos con resolucion de 3A en un rango de3200A a 9500A para las metalicidades de 02Z (m42) 04Z (m52) 1Z (m62) y 25Z(m72) con rutas evolutivas de Padova 1994 libreria STELIB 2003 y funcion masa inicialde Chabrier (2003) mostrados en el cuadro anexo 71 y visualizados en la figura 31 Ca-da una de las figuras representa una metalicidad de la base con sus respectivos 50 SSPscorrespondientes a diferentes edades En ellas es posible observar que los espectros se

33 BASES ESPECTRALES 24 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Nombre Tipo Intervalo de Resolucion Intervalo de Fuente

longitud de onda metalididad

BaSeL teorica 91 A a 160 micro m 300 105Z a 10Z Kurucz (1995 pc)

Bessel et al (1989)

Bessel et al (1991)

Fluks et al (1994)

Allard amp Hauschidt (1995)

Rauch (2002)

STELIB observacional 3200A a 9500A 2000 - 20 lt[FeH] lt050 Le Borgne et al (2003)

Pickles observacional 1205A a 25 micro m 500 Z Pickles (1998)

Fanelli et al (1992)

Cuadro 32 Bibliotecas de espectros estelares de BC03 Fuente BC03

Nombre Calibracion Fuente

BaSeL 10 teorica Lejeune et al (1997)

Lejeune et al (1998)

BaSeL 22 semi-empırica Lejeune et al (1997)

Lejeune et al (1998)

BaSeL 31 semi-empırica Westera (2000)

Padova 2000 00004 a 003 Westera et al (2002)

Cuadro 33 Diferentes calibraciones basadas BaSeL Fuente BC03

33 BASES ESPECTRALES 25 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

distribuyen desde la poblacion estelar de mayor temperatura en la parte superior hastalas mas frıas en la parte inferior cada espectro se encuentra calibrado por flujo y sonnormalizados a la unidad de masa solar (M)

Otra caracterıstica de la base BC03 es que no reproduce las lıneas de emision observadaspor lo tanto solo es posible reproducir las lıneas de absorcion debidas a la formacionestelar Es entonces donde el codigo requiere enmascarar o definir rangos de longitud deonda que correspondan a las lıneas de emision con el fin de aumentar la sensibilidaddel ajuste y encontrar ası la componente de absorcion que puede estar siendo opacadapor las lıneas de emision del mismo intervalo Para este trabajo se utiliza la mascarageneral dispuesta dentro del codigo adaptada en la tesis doctoral Natalia Vale Asari(2005) donde se enmascaran la lıneas de emision mas fuertes La mascara esta basada enlos trabajos de Gonzalez-Delgado et al (1995) Pastoriza et al(1993) Benjamin et al(1999) y Zhang et al (2005) y en regiones problematicas de la base de Bruzual y Charlot(2003) asociadas a efectos turbulentos entre 6845A - 6945A y entre 7550A - 7725A y laregion entre 7165A -7210A debida a errores sistematicos La mascara general detallada sepuede ver en la tabla anexa 72

33 BASES ESPECTRALES 26 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

02 Z∘

Log(L λ)[L ∘Å-

1 M∘-

1 ]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

04 Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

file=357911131415171921232527293133353639414345474951535557596163

(a) (b)Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

file=357911131517192123252729313335373941434547495153555759

25Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

y136y135y132y131y130y129y128y127y125y122y121y120y119y118y117y116y115y114y109y106y98y95y94y93y92y90y88y89y97y86y85y84y83y81y59y58y57y56y55y54x51y51y49x48y48y47y46y40y39

(c) (d)

Figura 31 Espectros de SSPs del modelo BC03 Bruzual amp Charlot 2003 para diferentesmetalicidades (a) 02Z (m42) (b) 04Z (m52) (c) 1Z(m62) (d) 25Z(m72) cadametalicidad contiene 50 SSPs con edades entre 2times 106 y 13times 1010 anos Resolucion de3A

33 BASES ESPECTRALES 27 Marıa E Rojas A

CAPITULO 4

Extraccion y Analisis de Espectros

El espectro original se obtuvo con el espectrografo ISIS del telescopio William Herschel de4 2m (WHT) instalado en la Palma (Canarias) utilizando las configuraciones R300B -CCD EEV 12 y R316R - CCD MARCONI2 para los brazos azul y rojo respectivamenteentre 3000A- 5000A y 5000A - 7800A con una escala de 149 segundos de arcomm alo largo de la hendidura El espectro fue cedido por la doctora Rosa Gomez Delgadodel Instituto de Astrofısica de Andalucia Los detalles de la observacion se encuentranregistrados en la tabla 41

Fecha Brazo CCD+gratting Slit PA Slit width (arcsec) texp[sec]

20050910 Red MARCONI2+R316R 88593063 1237020 900

20050909 Blue EEV12+R300B 88620857 1237020 900

Cuadro 41 Resumen de las observaciones espectroscopicas de NGC6240

41 Reduccion

En un espectro obtenido con una apertura donde no es posible identificar cual es lazona espacialmente localizada se hace necesario encontrar la orientacion espacial a fin deajustar la imagen espectral respecto a una imagen fotografica de orientacion conocida Estareorientacion fue realizada por Rosa Gomez Delgado y Mario A Higuera G con rutinas deIRAF (Image Reducction and Astronomical Facilities ver httpwwwirafcom) tomandocomo imagen fotografica de referencia la dispuesta en la base del Telescopio EspacialHubble (HST) ver httphubblesiteorggallery

28

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Figura 41 Reduccion espectral para el filtro Rojo separacion espacial fuente Mario AHiguera G

Un vez reorientado el espectro original se realizo una separacion de la cantidad de luzque paso a traves de la apertura del instrumento para los filtros rojo y azul a lo largodel rango espacial definido En la apertura espacial aparecen todas las fuentes de emisionpresentes en el momento del registro Al visualizarlas con la rutina apall de IRAF figura41 se separan las regiones de estudio

El analisis permito identificar y reducir seis zonas en total para cada filtro que al sersuperpuestas con la imagen fotografica espacial de NGC6240 se distiguieron ası zona Inucleo del sur zona II proximidad hacia el sur de la zona I zona III proximidad hacia elnorte del registro fotografico zona IV nucleo del norte zona V seccion intermedia entrelos dos nucleos y finalmente la zona VI estrella de calibracion

De todas las zonas se obtuvo un espectro para cada filtro estos fueron normalizados ypromediados con el fin de dar unicidad y ası permitir visualizar un espectro del visible enun rango entre 3200A y 7200A para todas las zonas Los espectros obtenidos se corrigieronpor Doppler (z = 0024480 NED ver httpnedipaccaltechedu) y exceso de colorasociado al polvo segun Cardelli et al (1989) en donde

E(BminusV ) = minus232 log

(Rint

Robs

)siendo Rint = 31 y Robs =HαHβ la relacion de flujos previamnete calibados de las lıneasHα y Hβ medidos por tecnica de separacion en LINER1

1LINER herramienta computacional del reporte interno de Richard W Pogge la cual utiliza una

41 REDUCCION 29 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Figura 42 Imagen fotografica del HST de NGC6240

Los espectros al final de la reduccion que se utilizaron para este trabajo se presentan enla figura 43

Al realizar el analisis de cada una de las zonas reducidas se encuentra que las zonas Iy IV presentan espectros asociados a nucleos activos las zonas II y III corresponden alas regiones adyacentes de estos nucleos que debido a su baja razon senal-ruido no serananalizadas en este trabajo la zona V corresponde a la zona intermedia debida a la fuertecomponente estelar presente en el espectro y finalmente la zona VI presenta un espectrocaracterıstico de una estrella identificada en la imagen fotografica que se utiliza comopatron de referencia figura 42

tecnica que define un continuo arbitrario sobre el cual es posible marcar el centro esperado de una lıneasobre un espectro esto permite adquirir los valores de λ centro de lınea FWHM ancho equivalente yflujo de las lıneas tanto de emision como de absorcion

41 REDUCCION 30 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

0

2eminus13

4eminus13

6eminus13

8eminus13

λ[Å]4000 5000 6000

Zona I

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

0

2eminus16

4eminus16

6eminus16

8eminus16

1eminus15

12eminus15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona II

(a) (b)

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

minus2eminus16

minus1eminus16

0

1eminus16

2eminus16

3eminus16

4eminus16

λ[Å]3000 4000 5000 6000 7000

Zona III

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

0

5eminus14

1eminus13

15eminus13

2eminus13

25eminus13

3eminus13

35eminus13

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona IV

(c) (d)

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

minus1eminus16

0

1eminus16

2eminus16

3eminus16

4eminus16

5eminus16

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona V

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

2eminus17

4eminus17

6eminus17

8eminus17

1eminus16

12eminus16

λ[Å]4000 5000 6000 7000

ZonaVI

(e) (f)

Figura 43 Espectros reducidos del visible para NGC6240 (a) Zona I (b) Zona II (c)Zona III (d) Zona IV (e) Zona V (f) Zona VI

41 REDUCCION 31 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

42 Caracterizacion

Los espectros de las zonas I y IV son caracterizados por los valores de λ centro de lıneaFWHM ancho equivalente y flujo de las lıneas de absorcion y emision los cuales se puedenobservar en las tablas 42 y 43 para cada zona respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259856 141934 121105 932365

He I lowast 3820000 38243220 240649 -368885 -331320

[Ne III] 3868760 38665283 196365 960760 849525

K-Ca II lowast 3933000 39298906 825863 -438132 -378235

H-Ca II lowast 3968000 39671277 970000 -270968 -230588

He I 4026000 40302915 870264 207639 172326

[S II] 4068600 40671338 613711 167254 136787

Fe II 4178862 41774009 188631 0157450 0123046

Hδ 4101740 41114917 365668 0608985 0489181

Hγ 4340471 43366045 920191 176589 128710

Hβ 4861300 48590737 156186 132648 538800

[O III] 4958900 49586538 303193 112192 394091

[ OIII] 5006840 50054878 217619 263052 856364

C-C lowast 5165000 51681416 204788 -181874 -0543207

Fe II 5197570 51986562 182212 770700 227194

Na-I(D) lowast 5892000 58881143 119381 -971280 -202980

[O I] 6300304 62998452 208984 297493 540325

[O I] 6363776 63638130 213094 886981 157329

[N II] 6548050 65467163 236476 372079 629095

Hα 6562819 65614551 236476 988640 172153

[N II] 6583460 65830864 236476 950283 194036

[S II] 6716440 67180718 184565 402939 743104

[S II] 6730810 67330210 184565 288223 514382lowast Lınea de absorcion

Cuadro 42 Lıneas identificadas en la Zona I de NGC6240

En la caracterizacion de las dos zonas sobresale una significativa emision de Hβ [OIII]5007A Hα y [NII] 6585A asociadas a la formacion estelar o actividad del nucleo galacticoTambien es posible observar la presencia de lıneas de emision de HeI [OI] en conjuntocon la serie de Balmer Ası mismo fue posible medir la lınea de emision [OII] en 3727Ajunto con las lıneas de H-Ca K-Ca

42 CARACTERIZACION 32 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3728815 37295811 139871 980735 752002

[Ne III] 3868760 38702319 202032 129640 988668

K-Ca II lowast 3933000 39331504 649803 -303453 -241752

H-Ca II lowast 3968000 39680195 689754 -287500 -234462

G-banda lowast 4301000 43048105 301566 -703450 -553622

Hγ 4340471 43404194 808685 104001 0771791

Hβ 4861300 48625376 157743 105704 477370

[O III] 4958900 49602510 204316 867190 374412

[O III] 5006840 50088350 156499 203541 858706

C-C lowast 5165000 51694761 221025 -478236 -186147

[O I] 6300304 62999092 223367 346819 593403

[O I] 6363776 63637612 260837 125170 209970

[N II] 6548050 65507192 180655 374786 791877

Hα 6562819 65663501 180655 788344 165570

[N II] 6583460 65867407 180655 101594 211693

[S II] 6716440 67188540 132432 320833 634206

[S II] 6730810 67328965 185795 414013 81368lowast Lınea de absorcion

Cuadro 43 Lıneas identificadas en la Zona IV de NGC6240

42 CARACTERIZACION 33 Marıa E Rojas A

CAPITULO 5

Espectroscopıa Sintetica

Ajustada la sintesis de poblacion estelar inherente al codigo Starlight se estudio la galaxiaNGC6240 y se obtuvieron propiedades fısicas tales como la composicion estelar a lo largode la historia de la formacion estelar de la galaxia bajo la biblioteca de Bruzual y Char-lot (2003) parametros cineticos como extincion por polvo AV y el vector de poblacionestelar en terminos de una fraccion de luz(xj) obtenidos con la interprestacion del porcen-taje de formacion estelar sintetica y las caracterısticas de las lıneas de absorcion obtenidas

51 Sıntesis espectral

Con el fin de encontrar la sintesis de la poblacion estelar de los dos nucleos del sistema encolision NGC6240 se ejecuto el codigo Starlight para las zonas en las que era posible vi-sualizar la regiones centrales de cada nucleo zonas I y IV Con estos espectros de entradase ejecutaron las combinaciones lineales de la base de Bruzual y Charlot (2003) para lasmetalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z individualmente con esto se identificaron laspoblaciones estelares que contribuıan en la reproduccion sintetica de cada zona Con baseen estos resultados parciales finalmente se construyo la base que mejor representa cadazona respectivamente Esta contiene 200 poblaciones estelares con edades entre 2 times 106

y 13times1010 anos resolucion de 3A en un rango de 3200A a 9500A con metalicidades de02Z 04Z 1Z y 25Z rutas evolutivas de Padova 1994 libreria STELIB y funcionmasa inicial de Chabrier (2003)

La busqueda del mejor ajuste entre el espectro de entrada y el espectro de salida se centroen disminuir al maximo el valor de la relacion [chi2Nleff ] la cual relaciona el valor delχ2 de cada valor de λ Otro valor que se tuvo en cuenta fue la desviacion media porcentual

34

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

de todos los pıxeles con relacion al espectro de entrada [adev( )] los mejores valores seregistraron en la tabla 51

Parametro Zona I Zona IV

[chi2Nleff ] 137545 113193

[adev( )] 638644 446156

Cuadro 51 Calidad del ajuste de Starlight

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

Figura 51 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral I de NGC6240 (trazo negro)

Los espectros de la formacion estelar logrados con este ajuste se muestran en las figuras51 y 52 en donde el trazo rojo representa la formacıon estelar asociada al espectro deentrada representado con el trazo negro de las zonas I y IV respectivamente

En estas figuras se puede observar una componente de absorcion sintetica por cada lıneade emision observada del espectro de entrada como es el caso de las lıneas en la longitudde onda de 3740A 3796A 3837A 3887A 3933A 3969A 4098A 4338A 4100A 4339A4860A 6548A las cuales corresponde a transiciones electronicas conocidas y definidas enel cuadro 11

51 SINTESIS ESPECTRAL 35 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

ObservadoSinteacutetico

Figura 52 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral IV de NGC6240 (trazo negro)

51 SINTESIS ESPECTRAL 36 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

52 Sustraccion espectral

Un vez definida la formacion estelar de cada una de la zonas espectrales se realizo unasustraccion de la formacion estelar asociada a cada zona con el fin de descontaminar elespectro de emision del nucleo activo filtrando ası un espectro de mejores caracterısticasel cual es posible observar en el trazo azul de las figuras 53 y 54

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 53 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral I de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral I de NGC6240 (negro)obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z(b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 37 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 54 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral VI de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral IV de NGC6240(negro) obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Zy 25Z (b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 38 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

53 Caracterizacion espectral

Cada uno de los espectros se caracterizo con la identificacion de todas las lıneas de emisionpresentes en ellas una vez realizada la sustraccion mediante un ajuste de tipo gaussianodefinido en un continuo aleatorio en el software LINER siendo posible obtener el centrode lınea el ancho total a la mitad de la altura (FWHM) y el flujo total visualizados enlas tablas 53 y 53 para las zonas I y IV respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259714 145056 273839 953139

H11 3770630 37686479 440904 425545 149716

H10 3797898 37960681 401993 326624 112110

H9 3835384 38334482 367421 376538 124836

[Ne III] 3868760 38685388 179806 168928 541474

K Ca-II lowast 3933000 39294148 131932 -206818 -623528

H Ca-II 3968000 39691155 446669 468596 135456

He I 4026000 40263750 264590 900988 244257

[S II] 4068600 40721025 240745 173767 446216

Hδ 4101740 40978579 169919 276703 688289

Hγ 4340471 43382275 130266 353231 612874

Hβ 4861300 48594336 151258 -677140 792772

[O III] 4958900 49571484 182238 -129678 227669

[O III] 5006840 50056445 189935 -360470 737521

Fe II 5197570 51990830 217043 -909013 291244

[O I] 6300304 62998164 236848 -365105 644235

[O I] 6363776 63634268 280102 -542065 239085

[NII] 6548050 65466426 250518 -330128 652055

Hα 6562819 65614375 250518 -114643 186725

[N II] 6583460 65836201 250518 -195511 214778

[S II] 6716440 67192485 222886 -472177 102774

[S II] 6730810 67358408 222886 -280570 502474lowast Lınea de absorcion

Cuadro 52 Lıneas de Emision Zona I de NGC6240

531 Clasificacion de NGC6240

Para clasificar a NGC6240 entre los tipos de nucleo activo descritos en la literatura seutilizo las razones de flujo para la ubicacion de este sistema en el diagrama BPT (Bald-win Phillips amp Terlevich 1981) descrito en Cid Fernandes et al (2010) como la mejorseparacion entre galaxias tipo Seyfert LINER y de formacion estelar fuerte mediante la

53 CARACTERIZACION ESPECTRAL 39 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[ O I] 3726032 37296033 143969 -221934 787713

[Ne III] 3868760 38706140 118089 -233171 399531

K Ca-II lowast 3933000 39330952 120923 341232 -383848

S II 4076349 40792864 693475 913706 854107

Hδ 4101742 41004019 936462 679737 301683

Fe II lowast 4303176 43052456 192020 -119689 -283858

Hγ 4340471 43394087 100879 155567 419237

Hβ 4861300 48617803 144197 -647377 680787

[O III] 4958900 49606152 172003 -194691 316305

[O III] 5006840 50090156 161854 -479744 914152

[O I] 6300304 63029087 178476 -155210 621454

[O I] 6363776 63667563 189027 334244 199334

[N II] 6548050 65512285 184697 -152528 896611

Hα 6562819 65665557 184697 -1004495E+06 173249

[N II ] 6583460 65869326 184697 711567 217207

[S II] 6716440 67182754 122346 -459232 516263

[S II] 6730810 67316655 212515 -152349 100130lowast Lınea de absorcion

Cuadro 53 Lıneas de Emision Zona IV de NGC6240

relacion de los flujos de las lıneas de emision de Hα Hβ [NII]λ6584 y [OIII]λ5007 enlog([NII]λ6584 Hα) y log([OIII]λ5007Hβ) que para el caso de la region VI es

log([NII]λ6584 Hα) =020

y

log([OIII]λ5007 Hβ) =-028

lo que ubica a NGC6240 en el diagrama BPT dentro de las galaxia tipo LINER en con-cordancia con el catalogo de Veron-Cetty de (2006)

54 Propiedades fısicas de NGC6240

Los parametros derivados del mejor modelo de la sıntesis permiten adicionalmente calcu-lar y encontrar algunas propiedades fısicas de la galaxia tabla 54 A partir de cada unode estos parametros fue posible asociar las siguientes propiedades

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 40 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Parametro Definicion Zona I Zona IV

[summinus of minus xj( )] Vector de poblacion estelar 9422336 9897032

[Miniminus tot] Fraccion de masa 846570E+02 706677E+03

[Mcor minus tot] Logaritmo de la masa estelar [M] 613714E+02 363687E+03

[v0minusmin(kms)] -11323 -13292

[vdminusmin(kms)] 4700 8439

[AV minusmin(mag)] Atenuacion del polvo [magnitud] -10000 -10000

Cuadro 54 Calidad del ajuste de Starlight

Zona OSP IPS YPS

I 0 176488 765745

IV 06582 355544 614753

Cuadro 55 Porcentaje de formacion estelar sintetica de NGC6240 poblacion estelar joven(YSPs) t le 0 1 Giga anos poblacion estelar con edad intermedia (ISP) 0 1 lt tISP le 2Giga anos la poblacion estelar con edad superior (OSP) 125 Giga ano Rodrıguez ZaurınJ et al (2008)

EdadLa interpretacion del termino [summinus of minus xj( )] vector poblacion xj discutido enla seccion 31 permitio clasificar la poblacion estelar sintetica en i poblacion estelarjoven (YSPs) con componentes estelares de edad t le 0 1 Giga ano ii poblacionestelar con edad intermedia (ISP) con componentes de edad entre 0 1 lt tISP le 2Giga ano y iii poblacion estelar con edad superior (OSP) con componentes de edadmayor que 12 5 Giga ano Rodrıguez Zaurın J et al (2008) Es entonces como alrealizar un tabulacion de este vector en la sıntesis de NGC6240 se puede concluirque mas del 60 de la poblacion estelar corresponde a poblacion estelar joven elporcentaje de cada componente segun la zona se especifica en la cuadro 55

MetalicidadEl porcentaje de las metalicidades empleadas para reproducir el sistema NGC6240fueron tabulados en el cuadro 56 Se puede concluir que existe una contribucion depoblacion estelar de tipo frıo K o M ya que la metalicidad de este tipo de poblacioneses aproximadamente cero mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para lazona IV pertenecen a poblaciones mas calientes de tipo espectral O y M

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 41 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Zona 02Z( ) 04Z( ) 1Z( ) 25Z( )

I 219 3618 5583 00002

IV 1289 4501 4105 0

Cuadro 56 Porcentaje de la metalicidad media en la sıntesis de NGC6240

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 42 Marıa E Rojas A

CAPITULO 6

Conclusiones

Del mapeo de la galaxia NGC 6240 se logro extraer un espectro de buenas caracte-rısticas correspondiente a las zonas I y IV las cuales responden a las zonas espacialesde los nucleos de la galaxia mientras que para las demas zonas es necesario aunrealizar algunas reducciones con mayor detalle para lograr ası eliminar el alto ruidopresente en los espectros

Sobre los espectros espacialmente definidos se realizo una extraccion que permitioidentificar las lıneas de emision y absorcion presente en la zonas I y IV

Con base en la combinacion de las bases de poblaciones estelares de Bruzual GCharlot S (2003) se construyo un espectro sintetico de buenas caracterısticas conla ejecucion de Spectral Synthesis Code -Starlight Cid Fernandes R (2005) en laszonas I y IV

Se realizo una sustraccion entre el espectro observado y el espectro sintetico a fin deeliminar la componente de absorcion asociada con la formacion estelar reproducidacon el espectro sintetico obtenido dando origen a una tabla de flujos reales de lıneasde emision que no habıan sido posible medir debido a la superposicion de las lıneasde absorcion asociadas a la actividad de formacion estelar de la galaxia huesped

La poblacion estelar presente en el espectro sintetico de NGC 6240 segun la literaturade Rodrıguez Zaurın J (2008) es una poblacion estelar joven con edades entret le 0 1 Giga ano con un porcentaje del 765745 en la zona I y 614753 enla zona IV La poblacion estelar con edad intermedia entre 0 1 lt tISP le 2 Gigaano presentan un porcentaje mas bajo del 176488 y 355544 en las zonas I yIV respectivamente Mientras que la poblacion estelar mayor de 125 Giga ano notienen asociado ningun porcentaje en la contribucion del espectro sintetico

43

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Existe una poca contribucion de poblacion estelar de tipo frıo K o M en NGC6240ya que la metalicidad de este tipo de poblaciones es aproximadamente cero en lasıntesis espectral mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para la zona IVpertenecen a poblaciones jovenes de tipo espectral O y M

44 Marıa E Rojas A

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45

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CAPITULO 7

Anexos

SSP Edad [anos] Z Mstar

bc2003-hr-m42-chab-ssp-032spec 000174e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-034spec 000191e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-051spec 000417e9 000400 09666

bc2003-hr-m42-chab-ssp-052spec 000437e9 000400 09622

bc2003-hr-m42-chab-ssp-053spec 000457e9 000400 09579

bc2003-hr-m42-chab-ssp-054spec 000479e9 000400 09534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-055spec 000501e9 000400 09488

bc2003-hr-m42-chab-ssp-070spec 001000e9 000400 08862

bc2003-hr-m42-chab-ssp-073spec 001148e9 000400 08752

bc2003-hr-m42-chab-ssp-074spec 001202e9 000400 08716

bc2003-hr-m42-chab-ssp-075spec 001259e9 000400 08680

bc2003-hr-m42-chab-ssp-076spec 001318e9 000400 08644

bc2003-hr-m42-chab-ssp-077spec 001380e9 000400 08608

bc2003-hr-m42-chab-ssp-078spec 001445e9 000400 08571

bc2003-hr-m42-chab-ssp-079spec 001514e9 000400 08534

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51

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

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bc2003-hr-m72-chab-ssp-127spec 036020e9 005000 06514

bc2003-hr-m72-chab-ssp-128spec 040415e9 005000 06461

bc2003-hr-m72-chab-ssp-129spec 045347e9 005000 06410

bc2003-hr-m72-chab-ssp-130spec 050880e9 005000 06356

bc2003-hr-m72-chab-ssp-131spec 057088e9 005000 06302

bc2003-hr-m72-chab-ssp-132spec 064054e9 005000 06253

bc2003-hr-m72-chab-ssp-133spec 071870e9 005000 06196

bc2003-hr-m72-chab-ssp-134spec 080640e9 005000 06143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-135spec 090479e9 005000 06088

bc2003-hr-m72-chab-ssp-201spec 1500000e9 005000 04972

bc2003-hr-m72-chab-ssp-204spec 1575000e9 005000 04960

bc2003-hr-m72-chab-ssp-214spec 1825000e9 005000 04924

bc2003-hr-m72-chab-ssp-218spec 1925000e9 005000 04908

Cuadro 71 Base N

57 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

3416 3436 [Ne v] 34260

3718 3735 [O II] 37260

3720 3737 [O II] 37288

3796 3802 H10 37979

3833 3841 H90 38354

3862 3871 [Ne III] 38691

3882 3891 H8 HeI 38890

3961 3973 [Ne III] 39678

3961 3974 Hε 39701

4024 4030 He I 40262

4067 4070 [S II] 40686

4095 4107 Hδ 41017

4332 4346 Hγ 43405

4469 4475 He I 44715

4854 4868 Hβ 48613

4947 4968 [O III] 49589

4998 5019 [O III] 50068

5009 5022 He I 50157

5156 5164 [Fe VII] 51584

5193 5202 [N I] 51991

5267 5274 [Fe III] 52704

5868 5883 He I 58756

6296 6303 [O I] 63003

6303 6315 [S III] 63121

6355 6372 [O I] 63638

6538 6591 [N II] 65480

6547 6576 Hα 65628

6575 6591 [N II] 65835

6667 6681 He I 66782

6710 6743 [S II] 67164

6718 6743 [S II] 67308

7061 7072 He I 70652

Continua en la pagina siguiente

58 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

7125 7142 [Ar III] 71358

7315 7329 [O II] 73195

7320 7335 [O II] 73302

6845 6945 BC03 lowastlowast7165 7210 BC03 lowastlowast7550 7725 BC03 lowastlowast5880 5906 NaD 5890 lowast lowast lowast9059 9079 [S III] 90690

lowast Lınea de emision

lowastlowast Region en la problematica Bruzual y Charlot (2003)

lowast lowast lowast Absorcion del medio interestelar en 5896A

Cuadro 72 Mascara General desarrollada por NataliaVale Asari (2005) para Starlight

59 Marıa E Rojas A

  • Acroacutenimos
  • Introduccioacuten
  • Fundamentos de Espectroscopiacutea
    • Fundamentos
    • Espectros Astrofiacutesicos
    • Nuacutecleos Activos de Galaxias
      • Sistema NGC6240
      • Sistema NGC6240
      • Coacutedigo de Siacutentesis Espectral
        • Modelo Fiacutesico - Matemaacutetico
        • Modelo Computacional
        • Bases Espectrales
          • Construccioacuten de una Poblacioacuten Estelar Simple (SSPs)
          • Modelos de Poblaciones Estelares Simples
              • Extraccioacuten y Anaacutelisis de Espectros
                • Reduccioacuten
                • Caracterizacioacuten
                  • Espectroscopiacutea Sinteacutetica
                    • Siacutentesis espectral
                    • Sustraccioacuten espectral
                    • Caracterizacioacuten espectral
                      • Clasificacioacuten de NGC6240
                        • Propiedades fiacutesicas de NGC6240
                          • Conclusiones
                            • Bibliografiacutea
                              • Anexos
Page 14: Espectroscop a estelar sint etica, aplicaciones astrof sicas · con modelos estelares que siguen una l nea de tiempo, producidos por la combinacion de bibliotecas de evolucion estelar,

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

amp Taylor 1970 Faber 1972 Pritchet 1977 Pickles 1985) Modelos mas recientes se ba-san en dos metodos de sıntesis de poblacion estelar El primero de ellos es la Sıntesis dePoblacion Estelar Evolutiva (SPEE) que realiza una comparacion de los datos de galaxiascon modelos estelares que siguen una lınea de tiempo producidos por la combinacion debibliotecas de evolucion estelar espectros estelares con funcion de masa inicial (FMI1) ehistoria quımica definida (Arimoto y Yoshii 1987 Guiderdoni y Rocca-Volmerange 1987Bressan et al 1993 Fioc y Rocca-Volmerange 1997 Vazdekis 1999 Bruzual y Char-lot 2003 Le Borgne et al 2003) El segundo metodo es la Sıntesis de Poblacion EstelarSemi-Empırica (SPESE) en la que se reproducen el continuo las lıneas de emision y laslıneas de absorcion con la combinacion lineal de sistemas simples de observaciones de altaresolucion con caracterısticas conocidas como metalicidad masa y edad (Bica 1988 Pe-lat 1997 Cid Fernandes et al 2001 Moultaka et al 2004) y avances teoricos (Prugnielamp Soubiran 2001 Le Borgne et al 2003 Bruzual SCharlot 2003 Bertone et al 2004Gonzalez Delgado et al 2004) reunidas en librerias las de como Vazdekis (1999) y LeBorgne et al (2004) entre otras

Los dos metodos se apoyan tambien en el tipo de datos analizados por ejemplo existenanalisis por colores (Wood 1966) por anchos equivalentes en la lınea de absorcion porındice espectral (Worthey 1994 Kauffmann et al 2003) y por caracterısticas de emisiontanto estelar como nebular (Leitherer et al 1995 Schaerer amp Vacca 1998 Mas-Hesse ampKunth 1991 Kewley et al 2001)

Un resultado claro de la sintesis espectral en el optico es la historia y evolucion de laformacion estelar de las galaxias tipo ULIRG2 que para el caso del sistema en colisionArp220 fue obtenida mediante el codigo Starlight (Cid Fernandes et al 2005) y pos-teriormente confirmada con el codigo Confit (Tadhunter et al 2005 Rodrıguez Zaurınet al 2007) y la obtencion de un chi-cuadrado χ2 entre las observaciones y los modelosde poblaciones estelares simples (J Rodrıguez Zaurın et al 2008) Con la obtencion dela sıntesis de la poblacion estelar del sistema Arp220 fue posible clasificar la poblacionestelar dominante en la region nuclear del sistema y confirmar con la literatura el origende la gran luminosidad de las ULIRG asociada a la interaccion entre galaxia y galaxia

El trabajo de J Rodrıguez Zaurın motiva a realizar una investigacion orientada ahora agalaxias tipo LIRGs3 del universo local (z le 02) como el sistema en fusion NGC6240que tiene una luminosidad de 3 5 times 1011 L en el infrarrojo (Yun amp Carilli 2002) y escatalogado como un nucleo activo (DePoy et al 1986)

1Funcion de Masa Inicial es una funcion de prueba que permite calcular cuanta masa puede tener unaestrella

2Galaxias ultraluminosas infrarrojas (ULIRGs) Untraluminous Infrared Galaxies con luminosidadLIR gt 1012L

3Galaxias luminosas infrarrojas (LIRGs) Luminous Infrared Galaxies con luminosidades entre LIR =1011 minus 1012L

INDICE DE FIGURAS 4 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

El objetivo de este trabajo consistio en recalibrar las lıneas de emision de los espectrosdel sistema NGC6240 que se encuentran contaminadas por las lıneas de absorcion pro-venientes de la formacion estelar de los espectros obtenidos por Rosa Gomez Delgadoinvestigadora adscrita al Instituto Astrofısico de Andalucia (IAA) mediante la obtencionsintetica de la componente estelar utilizando el codigo de sıntesis espectral Starlight ybases espectrales de Bruzual amp Charlot Para desarrollar este trabajo se llevo a cabo unarevision de los fundamentos de la espectroscopıa los cuales estan descritos en el primercapıtulo de este trabajo una caracterizacion del objeto con base en los reportes de laliteartura capıtulo dos y un analisis de la logica del codigo de sıntesis espectral Starlighta fin de encontrar los espectros que mejor reproducen el espectro original de NGC6240utilizando la biblioteca BC03 capıtulos tres y cuatro

Una vez se definio la base y la estructura del codigo se realizo una reduccion del espectrooriginal obteniendo un espectro caracterizado para las seis zonas mas cercanas al nucleoactivo y utilizadas como espectros de entrada en el codigo Starlight Para cada una de laszonas fue posible obtener el espectro sintetico de la poblacion estelar permitiendo carac-terizar la formacion estelar y a su vez recalibrar las lıneas de emision en sus flujos luegode la sutraccion de la componente estelar sintetica de cada zona del sistema NGC6240

INDICE DE FIGURAS 5 Marıa E Rojas A

CAPITULO 1

Fundamentos de Espectroscopıa

La constante agitacion de los atomos y moleculas al interior de materia que se encuentraa una temperatura superior a 3K ocasiona que esta emita radiacion termica ası cuandoun cuerpo se encuentra a una temperatura mayor que la temperatura de su entorno estese enfriara muy rapido debido a que la energıa de emision (del cuerpo) es mayor que laenergıa de absorcion (su entorno) este proceso ocurre hasta que se alcanza el equilibriotermico con el medio La radiacion emitida se puede analizar mediante el uso de un es-pectrometro el cual permite estimar la temperatura de un cuerpo y la composicion defrecuencias de la radiacion termica emitida Esta tecnica se denomina espectrometrıa

La informacion que se obtiene del estudio espectroscopico permite clasificar los cuerpossegun las caracterısticas de la emision que recibe un receptor en la direccion de observa-cion En la figura 11 se puede observar que a medida que el espectro descrito en la ley decuerpo negro de Planck viaja por el medio se presentan alteraciones en su forma segunla direccion de observacion es ası como para un observador A el continuo que provienede un objeto al atravesar un medio de menor temperatura presenta una disminucion enla intensisdad de la radiacion en la longitud de onda asociada a la transicion electronicagenerando lo que se conoce como lınea de absorcion mientras que un observador en ladireccion B recibe una intensidad de radiacion en una longitud de onda especıfica aso-ciada a una transicion electronica debida a la emision de un foton reflejado en lo que seconoce como lınea de emision Ambos procesos permiten interpretar las caracterısticasdel elemento quımico que se encuentra en el medio atmosfera o nube interestelar

En el presente capıtulo se presenta una breve revision de los conceptos inherentes a laespectroscopıa observacional

6

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

En+1

En

I()

I()

I()

Estrella A

B

Figura 11 Representacion de los procesos de emision y absorcion

11 Fundamentos

Espectro Continuo Representa la intensidad de radiacion de un cuerpo con relaciona la longitud de onda El comportamiento de la radiacion fue descrito por Plancken 1900 como la radiacion de cuerpo negro

ρT (ν)dν =8πν2

c3

ehνκT minus 1 (11)

donde ρT (ν) es el numero de fotones por unidad de volumen existente entre lafrecuencia ν y ν + dν h es la constante de Planck h = 663 times 10minus34 Jtimess κ laconstante de Boltzmann κ = 1 38 times 10minus23JK ν la frecuencia y T la temperaturaabsoluta y c la velocidad de la luz

En esta descripcion la energıa esta cuantizada es decir los atomos y las moleculassolo pueden tener unidades discretas de energıa E = hν y cada valor de energıarepresenta un estado cuantico diferente Atomos y moleculas emiten o absorbenenergıa en paquetes discretos tambien llamados fotones los cuales son emitidoscuando cambian de estado cuantico

Transicion electronica Proceso responsable del cambio de estado cuantico de unatomo o molecula El estado cuantico mas bajo puede ser el fundamental y losestados cuanticos altos los estados excitados Entonces una transicion electronica

11 FUNDAMENTOS 7 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

de un estado cuantico menor a un estado mayor esta asociado a una absorcionde un foton que produce la lınea de absorcion sobre el continuo Sin embargo elestado de excitacion por lo general es de corta duracion produciendo una transicionelectronica en sentido contrario de un estado cuantico mayor a uno de estado menorproduciendo la emision de un foton asociada a la desexcitacion y vista con una lıneade emision en una direccion arbitraria figura 12

Estados excitados

Estado Fundamental

Absorcioacuten

E

Emisioacuten

Figura 12 Transiciones entre los niveles de energıa

Perfil de Lınea Es el nombre que recibe la lınea espectral que observacionalmen-te no es infinitamente delgada sino que presenta un ensanchamiento que fısica ymatematicamente se explica a partir de

1 Ensanchamiento natural relacionado con el principio de incertidumbre de Hei-senberg ∆E∆t = ~ donde ~ es la simplificacion de h

2πsiendo h la contante de

PlanckEl Ensanchamiento natural es la medida de la energıa correspondiente a unatransicion en un tiempo t Matematicamente se expresa como

∆λ asymp λ2

2πc

(1

∆ti+

1

∆ti

) (12)

donde el diferencial energıa es Efoton = hcλ siendo c la velocidad de la luz

se considera del orden de 10minus6A

11 FUNDAMENTOS 8 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

2 Ensanchamiento Doppler debido a que en la nube de gas algunos atomos sealejan y otros se acercan al observador la contribucion total de radiacion sepuede desplazar al rojo y al azul como consecuencia del movimiento del gas enrotacion y se conoce como corrimiento al rojo (y al azul) z definido ası

z =λobservada minus λemitida

λemitida=

∆λ

λemitida= plusmn|vr|

c

donde vr es la velocidad radial en terminos de la velocidad mas probable en ladistribucion de Maxwell- Boltzman asociada a la temperatura local (T ) como

vr =

radic2κT

m

siendo κ la constante de Boltzmann y m la masa Por tanto el ancho de la lınease ve ensanchado matematicamen ası

∆λ =2λemitida

c

radic2κT

m (13)

3 Ensanchamiento colisional asociado a la interaccion de los atomos que se en-cuentran sometidos a altas presiones donde los niveles energeticos son altera-dos por los iones o electrones del ambiente ampliando la lınea debido a la altaprobabilidad de choque con atomos adyacentes Tal ensanchado esta dado por

∆λ =λ2

c

ησ

π

radic2κT

m (14)

donde 1ησ

es trayectoria libre media para colisiones

Entonces una transicion electronica se presenta en un intervalo de frecuenciasν = ∆E

h donde la intensidad de radiacion varıa en la vecindad de una frecuen-

cia central ν0 y se describe a traves de una funcion de probabilidad medianteun perfil de Lorentz o un perfil Gaussiano figura 13

Ancho equivalente (Wλ) es el ancho medido en A de una caja rectangular quecontiene un area igual a la contenida por un perfil de lınea espectral o el areamedida entre el nivel del continuo normalizado a la unidad con referencia cero

Wλ =

intfo(λ)minus fc(λ)

fc(λ)dλ (15)

donde fc(λ) es el flujo del continuo y fo(λ) es el flujo observado medido en A (figura14)

11 FUNDAMENTOS 9 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

F (υ)υο

Inte

nsid

ad d

e ra

diac

ioacuten

φ(υ)

Perfil de Lorentz

Perfil Gaussiano

Figura 13 Representacion grafica de un perfil de lınea

Ancho total a la mitad de la altura (FWHM por sus siglas en ingles) es el anchomedido a la mitad de la altura entre el continuo y el maximo del perfil de lınea y semiden en en A figura 14

Flujo Instantaneo es la energıa por unidad de tiempo que atraviesa un area dSobtenida al integrar la densidad de flujo espectral en todas las frecuencias posibles

F =

int π2

0

int 2π

0

I cos θ sen θdθdφ = πI (16)

siendo I la intensidad total emitida uniformemente en todas las direcciones Unaunidad de medida son los Janskys (10minus26 W mminus2 Hzminus1)

Luminosidad Se define como la energıa por unidad de tiempo emitida por una fuenteluminosa en todas las direcciones es decir en un angulo solido de 4π esteroradianesEn una radiacion isotropica la luminosidad se expresa como

L = 4πR2F (17)

donde F es la densidad de flujo que pasa a traves de una superficie que rodea lafuente luminosa a una distancia R por segundo su unidad de medida son ergs sminus1El termino 4π R2 corresponde al area superficial de la fuente luminosa obtenida dederivar el volumen de la esfera con respecto al radio

11 FUNDAMENTOS 10 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

FWHM

F2

F

120582[Å] 0

119865120582

W

0

FWHM

Figura 14 Representacion grafica de FWHM (Ancho total a la mitad de la altura porsus siglas en ingles)

Luminosidad Especıfica es la energıa en una frecuencia ν emitida por una fuentepor segundo

Lν = 4πR2Fν (18)

12 Espectros Astrofısicos

El espectro de una estrella o una galaxia contiene un continuo proveniente de la fuente yun espectro de lıneas superpuesta sobre el proveniente de las nubes en la vecindad de lafuente Todas las caracterısticas fısicas de estas nubes se adquieren con la interpretacionde las propiedades de las lıneas En el cuadro 11 se encuentran registradas las lıneas deemision y absorcion mas reportadas en la literatura con sus longitudes de onda especıficasen ellas sobresalen las lıneas de hidrogeno (serie de Balmer) lıneas de helio neutro lıneasde hierro doblete hidrogeno lınea de calcio ionizado (K) y la lınea del calcio neutro entreotras

En la figura 15 se observa el espectro de la galaxia NGC224 catalogada como una ga-laxia normal (Peimbert M amp Torres-Peimbert S 1981 Shuder J M Osterbrock DE1981 y Filippenko A V amp Sargent W L W 1988) en donde es posible encontrarlıneas anchas en las lıneas de Hα y Hβ asociadas a la alta velocidad del gas de la zonacentral

12 ESPECTROS ASTROFISICOS 11 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ [A] Lınea λ [A]

[O II] 3726032 [O III] 4958900

He I 3820000 [O III] 5006840

[NeIII] 3868760 C-C 5165000

K Ca-II 3933000 Fe II 5197570

H Ca-II 3968000 [O I] 6300304

HeI 4026000 [O I] 6363776

[S II] 4068600 [N II] 6548050

Fe II 4178862 Hα 6562819

Hδ 4101740 [N II] 6583460

Hγ 4340471 [S II] 6716440

Hβ 4861300 [S II] 6730810

Cuadro 11 Lıneas de absorcion y emision reportadas en la literatura

13 Nucleos Activos de Galaxias

Las galaxias con un nucleo activo (AGNs por sus siglas en ingles) son aquellas galaxiasque contienen una fuente central muy compacta altamente luminosa y emisoras de uncontinuo de gran cantidad de energıa y la presencia de intensas lıneas de emision El mode-lo que mejor describe las caracterısticas observadas en los AGNs es el Modelo Unificadoen donde se plantea que cada AGN contiene un agujero negro supermasivo en la regıoncentral (M amp 109M) y un disco de acrecion fuente del intenso continuo radiado Masdistante existe una region a la cual se le asocia la emision de lıneas denominada region delıneas anchas (BLR con vFWHM gt 100Kms) y mas distante una region de lınea delgadas(NLR con vFWHM lt 100Kms) rodeando un toro oscurecedor

Existen diferentes tipos de AGNs debido al registro de emision entre los que sobresalen

Galaxias Seyfert Objetos que presentan un nucleo brillante con lıneas de emisionproducidas por atomos en un amplio rango de ionizacion Un analisis espectral per-mitio categorizar estos AGNs en dos tipos Seyfert tipo 1 en donde se observan lıneasde emision anchas y Seyfert tipo 2 en donde se observan lıneas de emision estrechasestas galaxias se identifican segun la orientacion de observacion

Quasars AGNs que debido a sus distancias se observan como objetos muy brillantescon halos difusos estas son galaxias tıpicas en los primeros estadıos del universoaunque se encuentren tambien en el universo local

13 NUCLEOS ACTIVOS DE GALAXIAS 12 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

F λ[1

0-14

cm-2s-

1 Å-1]

0

2

4

6

8

λ[Å]3500 4000 4500 5000 5500

NGC224

Figura 15 Galaxia normal NGC224 fuente NED

LINERs (del ingles Low-Ionization Nuclear Emission-line Region) estas galaxiasson de baja luminosidad y sus espectros se asemejan a una tıpica galaxia Seyfert 2

En la figura 16 se presenta un espectro caracterıstico de un nucleo activo en el se puedeobservar que el continuo no responde a la ley de cuerpo negro y que ademas la intensidadde las lıneas de emision es superior a la intensidad de las lıneas de absorcion

F λ[1

0-17

cm-2s-

1 Å-1]

0

500

1000

1500

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Mkr699

Figura 16 Galaxia con nucleo activo MRK 0699 fuente SDSS

En algunas galaxias con nucleos activos tambien es posible encontrar intensa formacionestelar en la vecindad del AGN o en los brazos de la estructura huesped Esta actividadde formacion incrementa la emision en el infrarojo de manera que tambien se puedenclasificar como

13 NUCLEOS ACTIVOS DE GALAXIAS 13 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

LIRGs Galaxias Luminosas en el Infrarrojo (por su siglas en ingles Luminous In-frared Galaxies) con luminosidades L sim 1011L

ULIRGs Galaxias Ultra Luminosas en el Infrarrojo (por su siglas en ingles UltraLuminous Infrared Galaxies) presentan luminosidades L gt 1012L

Starburst galaxias que presentan una tasa de formacion estelar muy alta en un cortoperiodo de tiempo de la galaxia

13 NUCLEOS ACTIVOS DE GALAXIAS 14 Marıa E Rojas A

CAPITULO 2

Sistema NGC6240

NGC6240 (IC4625 UGC10592 MCG00-43-004 VV617 Psk1650+024) es un par inte-ractuante entre una galaxia elıptica y una galaxia ultraluminosa (IRAS 16504 0228)Fosbury amp Wall (1979) con dos nucleos en la region central Fried amp Schulz H (1983)Se encuentra a una distancia de 98 Mpc con ascension recta en 16h 52m 589s y declina-cion +02 24

prime03

primeprime desplazandose con una velocidad promedio de 7339 km sminus1

La morfologıa del sistema presenta una alteracion debida a la interaccion sin embargoSchulz et al (1993) detecta por primera vez la presencia de dos nucleos en la region cen-tral que segun las imagenes en el rojo de Dopita M A et al (2002) presentan fuertescolas de marea asociadas a la fusion hecho que llevo a catalogarla como un sistema demorfologıa compleja Observaciones en el optico han establecido que la separacion entrelos dos nucleos es de aproximadamente 16

primeprime(08 kpc) (Scoville NZ et al 2000) en

sentido norte-sur siendo el nucleo sur el mas brillante mientras que observaciones enradio calculan una separacion de 14

primeprime (Carral Turner amp Ho 1990) con una velocidad

de dispersion entre ellos de 229 km s minus1 (Tecza et al 2000 Genzel et al 2001)

El sistema NGC6240 posee una metalicidad aproximada de una decima solar (Oliva ampOriglia 1998) y es una fuente infrarroja ultraluminosa en donde el 99 de la lumino-sidad es bolometrica en el infrarrojo (Wright et al 1984 Soifer et al 1984) con unaluminosidad aproximada de 3 5times 1011 L (Yun amp Carilli 2002) de donde se estima queen un 50 a 75 es proveniente de un starburst (Genzel et al 1998 Rigopoulou etal 1999 Laurent et al 2000 Lutz et al 2003) mientras que el restante 25 o 50 proviene de la luminosidad del nucleo activo (Komossa et al 2003 Iwasawa amp Comastri1998 Vignati et al 1999 Iwasawa 1999 Matt 1999) derivado de los analisis en rayos Xen la lınea de emision de FeK a 64 keV para ambos nucleos y en la emision del continuo

15

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

a 100 keV

Un analisis del espectro en el optico muestra una fuerte emision en la lınea de [O III]y una debil emision en la lınea [O II] en el nucleo sur que se contrasta con una debilemision en la lınea [O III] y una fuerte emision en la lınea de [O II] del nucleo norteBarbieri C et al (1993) El espectro de NGC 6240 se destaca ademas por la relacionentre la lıneas de emision del hidrogeno molecular y la emision de [Fe II] en 164 micras(Becklin et al 1984 Rieke et al 1985 DePoy et al 1986) siendo la emision de Hα masfuerte al noroeste de la galaxia en contraste con la emision en el rojo al norte y al oestedel sistema El continuo puede ser descrito por modelos de absorcion con una instensidadaproximada de 650 mJy (Van Driel Wet al (2000)) debida a la emision nuclear directa(Vignati et al 1999 Netzer et al 1998)

Los estudios en el optico muestran que la emision de Hα se puede ver afectadas por laabsorcion asociada a la formacion estelar este hecho se refleja en la clasificacion paraeste sistema dentro de la taxonomıa de las galaxias activas ya que que su espectro sepuede clasificar como el de una galaxia con una region nuclear emisora de baja ionizacion(LINER) o Seyfert 2 (Kewley et al 2001 Goldader et al 1997a 1997b Kim et al 1995Veilleux et al 1995)

Existen varios estudios espectroscopicos del infrarrojo (IR) en la literatura (Doyon et al1994 Lester et al 1994) que muestran diferencias en la naturaleza de la poblacion estelarse considera que la poblacion estelar joven es la dominante del sistema Oliva et al (1999)

Otros estudios reportan poca actividad de H2O (Braatz et al 1997) sin embargo se con-firma la presencia de un perfil de absorcion en OH Baan et al (1985 1992) en dondealrededor de la mitad del flujo se concentra en una gruesa estructura de disco ubicadaentre el IR y el radio con una velocidad de 800 km sminus1 y un ancho total de lınea de 1400km sminus1 que revelan la complejidad de la dinamica de gases en este sistema debida a lagran perdida de masa que se aproxima a 500 M anominus1

Las recientes observaciones de NGC6240 realizado por el Satelite Chandra permitieroninvestigar el difuso halo galactico gracias a la emision de rayos X blandos en una regionde 110 times 80 kpc donde el gas tiene una temperatura aproximada de 75 millones deKelvin con una densidad estimada de 25 times 10minus3cmminus3 una masa total de 1010M unaluminosidad de 4 times 1041erg sminus1 y una metalicidad menor a 0 1Z Un analisis espectralespacialmente resuelto revela variaciones en la emision en Hα lo que implica un enri-quecimiento uniforme por parte de las supernovas de tipo II La evidencia observacionalapunta al aumento de la formacion de estrellas dentro de una gran abundancia de gasEmanuele Nardiniet al (2013)

16 Marıa E Rojas A

CAPITULO 3

Codigo de Sıntesis Espectral

Los astronomos han desarrollado algunos metodos para obtener informacion sobre la com-posicion de las estrellas y galaxias Uno de ellos es el analisis e interpretacion de los estadoselectronicos de los iones atomos y moleculas de las atmosferas de las estrellas y medio in-terestelar pertenecientes a una galaxia los cuales son reproducidos matematicamente a finde obtener espectros integrados que reconstruyen el espectro sintetico de la galaxia Hoyse tienen dos escuelas que describen la llamada sıntesis de poblacion estelar Evolutiva ySemi-empirıca En la primera escuela la sıntesis se obtiene al reproducir un biblioteca deespectros a partir de condiciones fısicas hipoteticas como historia de formacion estelarevolucion quımica y funcion de masa inicial sin embargo hay incertidumbre sobre las con-diciones fısicas reales de cada biblioteca En la segunda escuela la sıntesis es el resultadode una combinacion lineal de espectros de estrellas yo aglomerados con incertidumbre enla capacidad de las bases estelares para reproducir las condiciones diversas de las galaxiasGomes (2005)

El Dr Roberto Cid Fernandes desarrollo en 2005 un codigo de sıntesis mediante el al-goritmo Metropolis-Markov llamado Starlight Spectral Synthesis Code -Starlight el cualcombina linealmente elementos de bases estelares construidas a partir de observaciones yelementos de bases de poblaciones estelares simples teoricas con edad metalicidad y masadesarrolladas por Bruzual amp Charlot (2003) En este capıtulo se presenta la configuracionde las propiedades fısicas matematicas y computacionales del codigo Starlight

17

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

31 Modelo Fısico - Matematico

En la sıntesis espectral el espectro de una galaxia se compone de una combinacion linealde espectros de poblaciones estelares dentro de un espacio finito ξN con N componentesy elementos Lj(λ) (j = 1 N) Cada Lj es un espectro que depende de la poblacionestelar en un intervalo de longitud de onda λ La ecuacion principal del modelo de sıntesisespectral es

M(λ) =Nsumj=1

xjLj(λ) (31)

donde xj es el coeficiente de expansion y M(λ) es el espectro modelado de salida Laecuacion 31 puede expresarse como

M(λ)

M(λ0)=

Nsumj=1

xj

(Lj(λ)

Lj(λ0)

) (32)

donde se introduce la condicion de normalizacionsumN

j=1 xj = 1 que se cumplira en lalongitud de onda λ0 Ademas es posible interpretar que

M(λ) es el espectro modelo de prueba que a diferencia del espectro observado O(λ)puede consistir de unicamente lıneas de absorcion y un continuo

λ0 es la longitud de onda normalizada M(λ0) y Lj(λ0) son los valores del modelo

y espectro de la poblacion estelar j en λ0 Para este caso se considera λ0 = 4020 A

xj es el flujo monocromatico de la componente j en λ0 en el espacio ξN con extincionAV Al conjunto minusrarrx equiv (x1 xN) se llama el vector de poblacion e indica en lapractica la fraccion de luz debido a cada elemento N Por lo general esto no sumael 100 de la contribucion de luz

Lj(λ) es la poblacion estelar j del espacio ξN que comprende un elemento de labase Cada uno corresponde a una caracterıstica astrofısica bien definida (edad (tj)

metalicidad (Zj)) asociada a Lj medida en unidades L Aminus1 M

Para hacer un analisis funcional con el objeto de encontrar las relaciones del coeficiente xjes necesario una interpretacion matematica de los dos primeros items y una interpretacionfısica de los dos ultimos ası

1 Producto Interno como las funciones del espacio ξN son analıticas es necesariogarantizar que estas cumplan una relacion de ortogonalidad y ortornormalidad enun intervalo [a b] con respecto a una funcion de peso ε(λ) es decir

(Lm(λ) Ln(λ)) =

int b

a

Lm(λ)times Ln(λ)times ε(λ)dλ = Cmnδmn

31 MODELO FISICO - MATEMATICO 18 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

donde δmn es el delta de Kronecker y Cmn es una constante entonces si δmn es 1para todos los m y n se dice que el conjunto es ortonormal Por tanto

Nsumj

xj = 1 (33)

2 Extincion no se tiene en cuenta en el modelo Se sabe que la luz al atravesarun medio interestelar de gas o polvo presenta fenomenos de absorcion o dispersioncausando el llamado enrojecimiento del espectro el cual debe ser previamente co-rregido

3 Dispersion de velocidad es un proceso fısico debido a la dinamica estelar y estarelacionado con el corrimiento Doppler Ası el efecto neto sera el ensanchamiento delas lıneas de absorcion en el espectro observado (Oλ) efecto que debe ser corregidopreviamente

Incorporando las anteriores consideraciones la ecuacion 32 para un modelo fısico resulta

M(λ)

M(λ0)=

Nsumj=1

xj

(Lj(λ)

Lj(λ0)

)r(λ)otimesG(v σ) (34)

donde

r(λ) equiv 10minus04(AλminusAλ0) es el termino de extincion Aλ es la extincion del polvo en la

longitud de onda λ y Aλ0 es el enrojecimiento en la longitud de onda normalizadaλ0 En este trabajo se asume que la curva de extincion es similar a la de nuestragalaxia por eso se utilizara la ley de extincion de Cardelli et al (1989) Ademas seasume que todas las componentes estelares es decir cada elemento de la base sufreel mismo enrojecimiento AV

G(v σ) es una distribucion gaussiana de velocidades centrada en v con amplitudde dispersion σ Los espectros de base (L1(λ) LN) son convoluıdos1 (sımbolootimes) con G(v σ) para tener el ancho de las lıneas de absorcion y emision de M(λ)debidos a la cinematica estelar

1La convolucion transforma un espectro F (λ) a un espectro I(λ) dado por

I(λ) =

int +infin

minusinfinF

(λprime =

λ

1 + vc

)G(v v σ)dv (35)

31 MODELO FISICO - MATEMATICO 19 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

32 Modelo Computacional

La herramienta computacional que permitio realizar los calculos con la ecuacion 34 seencuentra disponible en wwwstarlightufscbr El codigo realiza una descomposicion deun espectro observado O(λ) sobre una base de espectros de poblaciones estelares simplescomo una combinacion lineal encontrando el mejor ajuste de M(λ) con relacion a O(λ)El ajuste a O(λ) se realiza a traves de la tecnica derivada de la mecanica estadısticaconocida como Simulated Annealing utilizada para encontrar los parametros mınimosmediante el algoritmo Metropolis - cadenas de Markov

χ2 equiv χ2 (minusrarrx M(λ0) Av v σ)) =

λfsumλi

(O(λ)minusM(λ))2 ω(λ)2 (36)

donde ω(λ)2 = eminus1λ es la funcion de peso expresada como la mascaraerror en cada λ

siendo cero para las longitudes de onda con flujos falsos o lıneas enmascardas λi es la lon-gitud de onda inicial y λf la longitud final de la suma en la funcion de χ2 Cid Fernandeset al (2004)

El ajuste se realiza en cuatro etapas

1 Primeros ajustes (First Fits FF) Hace un amplio barrido del espacio de parametros

Programa de enfriamiento el algoritmo pasa a traves de la base N disminu-yendo la temperatura iniciando desde la mas caliente hasta un valor mınimode temperatura definido en el archivo de configuracion siguiendo la funcionde probabilidad de Boltzmann y utilizando el criterio Metropolis planteado enCid Fernandes et al (2004b)

Adaptacion de la funcion peso Ajusta el peso de forma dinamica segun laeficiencia de las temperaturas aceptadas Cid Fernandes et al (2004b)

Criterios de convergencia centralizado en el valor adimensional el cual dacuenta de la convergencia de las cadenas asociado a cada elemento de la baseGelman y Rubin et al (1992)

Parametros cinematicos se define un valor para v y σ que se mantiene cons-tante en todo el algoritmo Metropolis Cid Fernandes et al (2004b)

2 Correcciones (Clip amp Refit) permite comprobar el peso asignado a cada punto res-pecto al espectro de entrada estableciendo el NSIGMA de ajuste

3 Apropiacion (Burn-In) es considerada la ultima etapa de Starlight ya que tomatodas las cadenas de Markov construidas en el paso anterior que tengan mayorpeso para encontrar ası el mejor ajuste de un espectro de entrada respecto a cadacadena

32 MODELO COMPUTACIONAL 20 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

4 Ultimos ajustes (EX0) desecha los componentes irrelevantes de la base N y afina elajuste generando el archivo de salida

33 Bases Espectrales

Una base espectral utiliza poblaciones estelares simples (SSPs) representadas mediantecumulos de estrellas que nacen a partir de una misma nube de gas con composicion quı-mica homogenea a traves de una formacion estelar intensa y caracterizada por tener unaedad y metalicidad bien definida

Definir las componentes N de la base es de vital importancia para que los resultadostengan alguna conexion con la realidad por ejemplo si se desea identificar la edad delas componentes estelares de una galaxia es necesario que la base precise dentro de susparametros la edad o metalicidad de cada N

331 Construccion de una Poblacion Estelar Simple (SSPs)

El metodo para generar la base de poblaciones estelares contiene tres componentes prin-cipales

1 Observaciones reunidas en bibliotecas estelares de espectros Estas varıan segun latemperatura y la luminosidad de las estrellas de acuerdo con las regiones que sepueden establecer en el diagrama Hertzsprung-Russell (HR)

2 Modelos teoricos de trayectorias evolutivas Estas predicen como serıa la evolucionde las estrellas en un diagrama HR que aportan a la formalizacion de una poblacionestelar

3 Funcion de masa inicial (FMI) φ(m) Pondera el numero de estrellas de masa entrem y m + dm independiente del tiempo y normalizada como

intmφ(m)dm = 1

El espectro de una estrella de masa m que depende de la longitud de onda λ la metali-cidad Z y la edad tprime definido por I(λm t

prime Z) en luminosidades solares [L] y con untiempo de vida τ(m) se define como

I(λm tprime Z) =

f(λm t

prime Z) si tprime le τ(m)

0 si tprime gt τ(m)(37)

donde f es una funcion de λm tprime y Z

Ahora se define

Ψ(tprime) tasa de formacion estelar

33 BASES ESPECTRALES 21 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Z(tprime) ley de enriquecimiento quımico

si se tiene una nube de gas con formacion estelar donde despues de un tiempo de vidat se tienen varias estrellas de distintas masas con edad tprime se debe satisfacer la relaciontprime le t ya que las estrellas no pueden ser mayores que el sistema Sin embargo las estre-llas con edades tprime nacieron en un tiempo t minus tprime donde la tasa de formacion estelar y elenriquecimiento quımico son diferentes de las actuales

El numero de estrellas con edad entre tprime y tprime+dtprime y masas entre m y m+dm en un tiempot esta dada por

dN(t) = Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdtprime (38)

Si la metalicidad esta dada por Z(tminus tprime) la suma de los espectros de las estrellas de edadentre tprime y tprime + dtprime y de masas entre m y m+ dm en el tiempo t es

I total(λm tprime Z(tminus tprime)) = I(λm t

prime Z(tminus tprime))times dN(t)

I total(λm tprime Z(tminus tprime)) = I(λm t

prime Z(tminus tprime))Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdtprime (39)

El espectro total en el tiempo t teniendo en cuenta todas las estrellas con masas entre ellımite inferior de las masas estelares (Mupp) y el lımite superior de masas estelares (Mlow)es

I(λ t) =

int t

0

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(tminus tprime))Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdt

prime (310)

Esta es la ecuacion general para crear un espectro l(λ t) de poblaciones estelares sujetoa una tasa de formacion estelar y a un enriquecimiento quımico determinado Por tantopara formar una poblacion estelar simple con una metalicidad Z y una edad t bien definidasolamente es necesario establecer Ψ(tminus tprime) como

Ψ(tminus tprime) = C times δ(tminus tprime) (311)

donde C es una constante de dimensiones [C] equiv [M] y δ(t minus tprime) equiv [anominus1] Luego laecuacion 310 se reemplaza por

I(λ t) =

int t

0

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(tminus tprime))Cδ(tminus tprime)φ(m)dmdt

prime (312)

Por tanto el espectro con una metalicidad definida en un tiempo tprime = 0 es

I(λ t) = C

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(0))φ(m)dm (313)

Con una poblacion estelar simple es posible generar los elementos de la base a partir dela ecuacion 313 como

33 BASES ESPECTRALES 22 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

L(λ t Z(0)) =I(λ t)

C

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(0))φ(m)dm (314)

L(λ t Z(0)) puede ser llamado Lj(λ) cuando t = tj y Z(0) = Zj con unidades [Lminus1Mminus1

]Por lo tanto el termino Lj(λ) se puede expresar como

Lj(λ) asympsumi

I(mi tj Z(j))φ(mi)∆mi donde τ(mi) le tj (315)

indicando que para calcular Lj(λ) se suman los espectros individuales de estrellas de unabiblioteca estelar dada a lo largo de una edad tj y metalicidad Zj por una funcion de masainicial

332 Modelos de Poblaciones Estelares Simples

Los espectros de las estrellas Lj(λ) se agrupan en diferentes modelos de poblaciones es-telares simples (SSPs) difiriendo en el conjunto de bibliotecas estelares y requerimientosevolutivos pero todos utilizan la funcion de masa de Chabrier (2003)

Υ(logm) prop

exp[minus

(logm minus logmc)2

2σ2

] si m le 1M

mminus13 si m gt 1M

(316)

con mc = 0008 y σ = 0069 Esta funcion de masa indica la cantidad de estrellas en unintervalo logarıtmico de masa 2

Los modelos utilizados son

STELIB (Stellar Library) contiene 249 estrellas observadas entre 3200A - 9500A yresolucion espectral de 3A (Le Borgne et al 2003)

2 podemos reemplazar φ(m) con la condicion de normalizacionint Mupp

Mlow

mΥ(logm)d logm = 1 (317)

con d logm

dm= 1

m ln 10 = d logm

dm= log e

m tenemos

log e

int Mupp

Mlow

Υ(logm)dm =

int Mupp

Mlow

mφ(m)dm = 1 (318)

por tanto

φ(m) = log eΥ(logm)

m (319)

33 BASES ESPECTRALES 23 Marıa E Rojas A

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Nombre Metalicidad [Z] Fuente

Padova 1994 0001ndash 010 Alongi et al (1993)

Bressan et al (1993)

Fagotto et al (1994a)

Fagotto et al (1994b)

Girardi et al (1996)

Padova 2000 00004 ndash003 Girardi et al (2000)

Geneva 002 Schaller et al (1992)

Charbonnel et al (1996)

Charbonnel et al (1999)

Cuadro 31 Trayectorias Evolutivas usadas en BC03 Fuente BC03

MILES (A Medium Resolution INT Library of Empirical Spectra) Contiene 985estrellas observadas entre 3200A - 7500A y resolucion media de 23A (Sanchez-Blazquez et al 2006)

Granada contiene 1654 espectros estelares compuestos con modelos de atmosferaestelar entre 3000A - 7000A y resolucion espectral de 03A (Martins et al 2005)

Bruzual amp Charlot (2003 BC03) Contiene 26 modelos de base con SSPs calculadosutilizando trayectoria evolutiva de Padova 1994 (Alongi et al 1993 Bressan et al1993 Fagotto et al 1994 Girardi et al 1996) cada base contiene 221 espectros dealta resolucion con edades desde t = 0 a t = 20 Giga anos en un rango de 3200A -9500A en unidades de LAminus1 Mminus1

13 de estas SSPS utilizan la FMI de Chabrier(2003) con Mlow = 01 M y Mupp = 100 M normalizados a una masa total de1M en las estrellas a la edad t = 0 las otras 13 SSPs son analogos Salpeter

Para este trabajo se adapto la base de poblaciones estelares simples de la biblioteca deBruzual e Charlot (2003 BC03) que se basa en trayectorias evolutivas y en bibliotecasde espectros estelares descritas en la tabla 31 32 y 33 La mayorıa de los resultadospublicados de Starlight usan este modelo por su amplia gama en edades y metalicidades

Para reproducir la formacion estelar de NGC6240 se utiliza una base que contiene 200SSPs con edades entre 2 times 106 y 13times1010 anos con resolucion de 3A en un rango de3200A a 9500A para las metalicidades de 02Z (m42) 04Z (m52) 1Z (m62) y 25Z(m72) con rutas evolutivas de Padova 1994 libreria STELIB 2003 y funcion masa inicialde Chabrier (2003) mostrados en el cuadro anexo 71 y visualizados en la figura 31 Ca-da una de las figuras representa una metalicidad de la base con sus respectivos 50 SSPscorrespondientes a diferentes edades En ellas es posible observar que los espectros se

33 BASES ESPECTRALES 24 Marıa E Rojas A

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Nombre Tipo Intervalo de Resolucion Intervalo de Fuente

longitud de onda metalididad

BaSeL teorica 91 A a 160 micro m 300 105Z a 10Z Kurucz (1995 pc)

Bessel et al (1989)

Bessel et al (1991)

Fluks et al (1994)

Allard amp Hauschidt (1995)

Rauch (2002)

STELIB observacional 3200A a 9500A 2000 - 20 lt[FeH] lt050 Le Borgne et al (2003)

Pickles observacional 1205A a 25 micro m 500 Z Pickles (1998)

Fanelli et al (1992)

Cuadro 32 Bibliotecas de espectros estelares de BC03 Fuente BC03

Nombre Calibracion Fuente

BaSeL 10 teorica Lejeune et al (1997)

Lejeune et al (1998)

BaSeL 22 semi-empırica Lejeune et al (1997)

Lejeune et al (1998)

BaSeL 31 semi-empırica Westera (2000)

Padova 2000 00004 a 003 Westera et al (2002)

Cuadro 33 Diferentes calibraciones basadas BaSeL Fuente BC03

33 BASES ESPECTRALES 25 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

distribuyen desde la poblacion estelar de mayor temperatura en la parte superior hastalas mas frıas en la parte inferior cada espectro se encuentra calibrado por flujo y sonnormalizados a la unidad de masa solar (M)

Otra caracterıstica de la base BC03 es que no reproduce las lıneas de emision observadaspor lo tanto solo es posible reproducir las lıneas de absorcion debidas a la formacionestelar Es entonces donde el codigo requiere enmascarar o definir rangos de longitud deonda que correspondan a las lıneas de emision con el fin de aumentar la sensibilidaddel ajuste y encontrar ası la componente de absorcion que puede estar siendo opacadapor las lıneas de emision del mismo intervalo Para este trabajo se utiliza la mascarageneral dispuesta dentro del codigo adaptada en la tesis doctoral Natalia Vale Asari(2005) donde se enmascaran la lıneas de emision mas fuertes La mascara esta basada enlos trabajos de Gonzalez-Delgado et al (1995) Pastoriza et al(1993) Benjamin et al(1999) y Zhang et al (2005) y en regiones problematicas de la base de Bruzual y Charlot(2003) asociadas a efectos turbulentos entre 6845A - 6945A y entre 7550A - 7725A y laregion entre 7165A -7210A debida a errores sistematicos La mascara general detallada sepuede ver en la tabla anexa 72

33 BASES ESPECTRALES 26 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

02 Z∘

Log(L λ)[L ∘Å-

1 M∘-

1 ]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

04 Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

file=357911131415171921232527293133353639414345474951535557596163

(a) (b)Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

file=357911131517192123252729313335373941434547495153555759

25Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

y136y135y132y131y130y129y128y127y125y122y121y120y119y118y117y116y115y114y109y106y98y95y94y93y92y90y88y89y97y86y85y84y83y81y59y58y57y56y55y54x51y51y49x48y48y47y46y40y39

(c) (d)

Figura 31 Espectros de SSPs del modelo BC03 Bruzual amp Charlot 2003 para diferentesmetalicidades (a) 02Z (m42) (b) 04Z (m52) (c) 1Z(m62) (d) 25Z(m72) cadametalicidad contiene 50 SSPs con edades entre 2times 106 y 13times 1010 anos Resolucion de3A

33 BASES ESPECTRALES 27 Marıa E Rojas A

CAPITULO 4

Extraccion y Analisis de Espectros

El espectro original se obtuvo con el espectrografo ISIS del telescopio William Herschel de4 2m (WHT) instalado en la Palma (Canarias) utilizando las configuraciones R300B -CCD EEV 12 y R316R - CCD MARCONI2 para los brazos azul y rojo respectivamenteentre 3000A- 5000A y 5000A - 7800A con una escala de 149 segundos de arcomm alo largo de la hendidura El espectro fue cedido por la doctora Rosa Gomez Delgadodel Instituto de Astrofısica de Andalucia Los detalles de la observacion se encuentranregistrados en la tabla 41

Fecha Brazo CCD+gratting Slit PA Slit width (arcsec) texp[sec]

20050910 Red MARCONI2+R316R 88593063 1237020 900

20050909 Blue EEV12+R300B 88620857 1237020 900

Cuadro 41 Resumen de las observaciones espectroscopicas de NGC6240

41 Reduccion

En un espectro obtenido con una apertura donde no es posible identificar cual es lazona espacialmente localizada se hace necesario encontrar la orientacion espacial a fin deajustar la imagen espectral respecto a una imagen fotografica de orientacion conocida Estareorientacion fue realizada por Rosa Gomez Delgado y Mario A Higuera G con rutinas deIRAF (Image Reducction and Astronomical Facilities ver httpwwwirafcom) tomandocomo imagen fotografica de referencia la dispuesta en la base del Telescopio EspacialHubble (HST) ver httphubblesiteorggallery

28

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Figura 41 Reduccion espectral para el filtro Rojo separacion espacial fuente Mario AHiguera G

Un vez reorientado el espectro original se realizo una separacion de la cantidad de luzque paso a traves de la apertura del instrumento para los filtros rojo y azul a lo largodel rango espacial definido En la apertura espacial aparecen todas las fuentes de emisionpresentes en el momento del registro Al visualizarlas con la rutina apall de IRAF figura41 se separan las regiones de estudio

El analisis permito identificar y reducir seis zonas en total para cada filtro que al sersuperpuestas con la imagen fotografica espacial de NGC6240 se distiguieron ası zona Inucleo del sur zona II proximidad hacia el sur de la zona I zona III proximidad hacia elnorte del registro fotografico zona IV nucleo del norte zona V seccion intermedia entrelos dos nucleos y finalmente la zona VI estrella de calibracion

De todas las zonas se obtuvo un espectro para cada filtro estos fueron normalizados ypromediados con el fin de dar unicidad y ası permitir visualizar un espectro del visible enun rango entre 3200A y 7200A para todas las zonas Los espectros obtenidos se corrigieronpor Doppler (z = 0024480 NED ver httpnedipaccaltechedu) y exceso de colorasociado al polvo segun Cardelli et al (1989) en donde

E(BminusV ) = minus232 log

(Rint

Robs

)siendo Rint = 31 y Robs =HαHβ la relacion de flujos previamnete calibados de las lıneasHα y Hβ medidos por tecnica de separacion en LINER1

1LINER herramienta computacional del reporte interno de Richard W Pogge la cual utiliza una

41 REDUCCION 29 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Figura 42 Imagen fotografica del HST de NGC6240

Los espectros al final de la reduccion que se utilizaron para este trabajo se presentan enla figura 43

Al realizar el analisis de cada una de las zonas reducidas se encuentra que las zonas Iy IV presentan espectros asociados a nucleos activos las zonas II y III corresponden alas regiones adyacentes de estos nucleos que debido a su baja razon senal-ruido no serananalizadas en este trabajo la zona V corresponde a la zona intermedia debida a la fuertecomponente estelar presente en el espectro y finalmente la zona VI presenta un espectrocaracterıstico de una estrella identificada en la imagen fotografica que se utiliza comopatron de referencia figura 42

tecnica que define un continuo arbitrario sobre el cual es posible marcar el centro esperado de una lıneasobre un espectro esto permite adquirir los valores de λ centro de lınea FWHM ancho equivalente yflujo de las lıneas tanto de emision como de absorcion

41 REDUCCION 30 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

0

2eminus13

4eminus13

6eminus13

8eminus13

λ[Å]4000 5000 6000

Zona I

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

0

2eminus16

4eminus16

6eminus16

8eminus16

1eminus15

12eminus15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona II

(a) (b)

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

minus2eminus16

minus1eminus16

0

1eminus16

2eminus16

3eminus16

4eminus16

λ[Å]3000 4000 5000 6000 7000

Zona III

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

0

5eminus14

1eminus13

15eminus13

2eminus13

25eminus13

3eminus13

35eminus13

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona IV

(c) (d)

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

minus1eminus16

0

1eminus16

2eminus16

3eminus16

4eminus16

5eminus16

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona V

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

2eminus17

4eminus17

6eminus17

8eminus17

1eminus16

12eminus16

λ[Å]4000 5000 6000 7000

ZonaVI

(e) (f)

Figura 43 Espectros reducidos del visible para NGC6240 (a) Zona I (b) Zona II (c)Zona III (d) Zona IV (e) Zona V (f) Zona VI

41 REDUCCION 31 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

42 Caracterizacion

Los espectros de las zonas I y IV son caracterizados por los valores de λ centro de lıneaFWHM ancho equivalente y flujo de las lıneas de absorcion y emision los cuales se puedenobservar en las tablas 42 y 43 para cada zona respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259856 141934 121105 932365

He I lowast 3820000 38243220 240649 -368885 -331320

[Ne III] 3868760 38665283 196365 960760 849525

K-Ca II lowast 3933000 39298906 825863 -438132 -378235

H-Ca II lowast 3968000 39671277 970000 -270968 -230588

He I 4026000 40302915 870264 207639 172326

[S II] 4068600 40671338 613711 167254 136787

Fe II 4178862 41774009 188631 0157450 0123046

Hδ 4101740 41114917 365668 0608985 0489181

Hγ 4340471 43366045 920191 176589 128710

Hβ 4861300 48590737 156186 132648 538800

[O III] 4958900 49586538 303193 112192 394091

[ OIII] 5006840 50054878 217619 263052 856364

C-C lowast 5165000 51681416 204788 -181874 -0543207

Fe II 5197570 51986562 182212 770700 227194

Na-I(D) lowast 5892000 58881143 119381 -971280 -202980

[O I] 6300304 62998452 208984 297493 540325

[O I] 6363776 63638130 213094 886981 157329

[N II] 6548050 65467163 236476 372079 629095

Hα 6562819 65614551 236476 988640 172153

[N II] 6583460 65830864 236476 950283 194036

[S II] 6716440 67180718 184565 402939 743104

[S II] 6730810 67330210 184565 288223 514382lowast Lınea de absorcion

Cuadro 42 Lıneas identificadas en la Zona I de NGC6240

En la caracterizacion de las dos zonas sobresale una significativa emision de Hβ [OIII]5007A Hα y [NII] 6585A asociadas a la formacion estelar o actividad del nucleo galacticoTambien es posible observar la presencia de lıneas de emision de HeI [OI] en conjuntocon la serie de Balmer Ası mismo fue posible medir la lınea de emision [OII] en 3727Ajunto con las lıneas de H-Ca K-Ca

42 CARACTERIZACION 32 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3728815 37295811 139871 980735 752002

[Ne III] 3868760 38702319 202032 129640 988668

K-Ca II lowast 3933000 39331504 649803 -303453 -241752

H-Ca II lowast 3968000 39680195 689754 -287500 -234462

G-banda lowast 4301000 43048105 301566 -703450 -553622

Hγ 4340471 43404194 808685 104001 0771791

Hβ 4861300 48625376 157743 105704 477370

[O III] 4958900 49602510 204316 867190 374412

[O III] 5006840 50088350 156499 203541 858706

C-C lowast 5165000 51694761 221025 -478236 -186147

[O I] 6300304 62999092 223367 346819 593403

[O I] 6363776 63637612 260837 125170 209970

[N II] 6548050 65507192 180655 374786 791877

Hα 6562819 65663501 180655 788344 165570

[N II] 6583460 65867407 180655 101594 211693

[S II] 6716440 67188540 132432 320833 634206

[S II] 6730810 67328965 185795 414013 81368lowast Lınea de absorcion

Cuadro 43 Lıneas identificadas en la Zona IV de NGC6240

42 CARACTERIZACION 33 Marıa E Rojas A

CAPITULO 5

Espectroscopıa Sintetica

Ajustada la sintesis de poblacion estelar inherente al codigo Starlight se estudio la galaxiaNGC6240 y se obtuvieron propiedades fısicas tales como la composicion estelar a lo largode la historia de la formacion estelar de la galaxia bajo la biblioteca de Bruzual y Char-lot (2003) parametros cineticos como extincion por polvo AV y el vector de poblacionestelar en terminos de una fraccion de luz(xj) obtenidos con la interprestacion del porcen-taje de formacion estelar sintetica y las caracterısticas de las lıneas de absorcion obtenidas

51 Sıntesis espectral

Con el fin de encontrar la sintesis de la poblacion estelar de los dos nucleos del sistema encolision NGC6240 se ejecuto el codigo Starlight para las zonas en las que era posible vi-sualizar la regiones centrales de cada nucleo zonas I y IV Con estos espectros de entradase ejecutaron las combinaciones lineales de la base de Bruzual y Charlot (2003) para lasmetalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z individualmente con esto se identificaron laspoblaciones estelares que contribuıan en la reproduccion sintetica de cada zona Con baseen estos resultados parciales finalmente se construyo la base que mejor representa cadazona respectivamente Esta contiene 200 poblaciones estelares con edades entre 2 times 106

y 13times1010 anos resolucion de 3A en un rango de 3200A a 9500A con metalicidades de02Z 04Z 1Z y 25Z rutas evolutivas de Padova 1994 libreria STELIB y funcionmasa inicial de Chabrier (2003)

La busqueda del mejor ajuste entre el espectro de entrada y el espectro de salida se centroen disminuir al maximo el valor de la relacion [chi2Nleff ] la cual relaciona el valor delχ2 de cada valor de λ Otro valor que se tuvo en cuenta fue la desviacion media porcentual

34

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

de todos los pıxeles con relacion al espectro de entrada [adev( )] los mejores valores seregistraron en la tabla 51

Parametro Zona I Zona IV

[chi2Nleff ] 137545 113193

[adev( )] 638644 446156

Cuadro 51 Calidad del ajuste de Starlight

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

Figura 51 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral I de NGC6240 (trazo negro)

Los espectros de la formacion estelar logrados con este ajuste se muestran en las figuras51 y 52 en donde el trazo rojo representa la formacıon estelar asociada al espectro deentrada representado con el trazo negro de las zonas I y IV respectivamente

En estas figuras se puede observar una componente de absorcion sintetica por cada lıneade emision observada del espectro de entrada como es el caso de las lıneas en la longitudde onda de 3740A 3796A 3837A 3887A 3933A 3969A 4098A 4338A 4100A 4339A4860A 6548A las cuales corresponde a transiciones electronicas conocidas y definidas enel cuadro 11

51 SINTESIS ESPECTRAL 35 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

ObservadoSinteacutetico

Figura 52 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral IV de NGC6240 (trazo negro)

51 SINTESIS ESPECTRAL 36 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

52 Sustraccion espectral

Un vez definida la formacion estelar de cada una de la zonas espectrales se realizo unasustraccion de la formacion estelar asociada a cada zona con el fin de descontaminar elespectro de emision del nucleo activo filtrando ası un espectro de mejores caracterısticasel cual es posible observar en el trazo azul de las figuras 53 y 54

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 53 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral I de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral I de NGC6240 (negro)obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z(b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 37 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 54 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral VI de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral IV de NGC6240(negro) obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Zy 25Z (b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 38 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

53 Caracterizacion espectral

Cada uno de los espectros se caracterizo con la identificacion de todas las lıneas de emisionpresentes en ellas una vez realizada la sustraccion mediante un ajuste de tipo gaussianodefinido en un continuo aleatorio en el software LINER siendo posible obtener el centrode lınea el ancho total a la mitad de la altura (FWHM) y el flujo total visualizados enlas tablas 53 y 53 para las zonas I y IV respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259714 145056 273839 953139

H11 3770630 37686479 440904 425545 149716

H10 3797898 37960681 401993 326624 112110

H9 3835384 38334482 367421 376538 124836

[Ne III] 3868760 38685388 179806 168928 541474

K Ca-II lowast 3933000 39294148 131932 -206818 -623528

H Ca-II 3968000 39691155 446669 468596 135456

He I 4026000 40263750 264590 900988 244257

[S II] 4068600 40721025 240745 173767 446216

Hδ 4101740 40978579 169919 276703 688289

Hγ 4340471 43382275 130266 353231 612874

Hβ 4861300 48594336 151258 -677140 792772

[O III] 4958900 49571484 182238 -129678 227669

[O III] 5006840 50056445 189935 -360470 737521

Fe II 5197570 51990830 217043 -909013 291244

[O I] 6300304 62998164 236848 -365105 644235

[O I] 6363776 63634268 280102 -542065 239085

[NII] 6548050 65466426 250518 -330128 652055

Hα 6562819 65614375 250518 -114643 186725

[N II] 6583460 65836201 250518 -195511 214778

[S II] 6716440 67192485 222886 -472177 102774

[S II] 6730810 67358408 222886 -280570 502474lowast Lınea de absorcion

Cuadro 52 Lıneas de Emision Zona I de NGC6240

531 Clasificacion de NGC6240

Para clasificar a NGC6240 entre los tipos de nucleo activo descritos en la literatura seutilizo las razones de flujo para la ubicacion de este sistema en el diagrama BPT (Bald-win Phillips amp Terlevich 1981) descrito en Cid Fernandes et al (2010) como la mejorseparacion entre galaxias tipo Seyfert LINER y de formacion estelar fuerte mediante la

53 CARACTERIZACION ESPECTRAL 39 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[ O I] 3726032 37296033 143969 -221934 787713

[Ne III] 3868760 38706140 118089 -233171 399531

K Ca-II lowast 3933000 39330952 120923 341232 -383848

S II 4076349 40792864 693475 913706 854107

Hδ 4101742 41004019 936462 679737 301683

Fe II lowast 4303176 43052456 192020 -119689 -283858

Hγ 4340471 43394087 100879 155567 419237

Hβ 4861300 48617803 144197 -647377 680787

[O III] 4958900 49606152 172003 -194691 316305

[O III] 5006840 50090156 161854 -479744 914152

[O I] 6300304 63029087 178476 -155210 621454

[O I] 6363776 63667563 189027 334244 199334

[N II] 6548050 65512285 184697 -152528 896611

Hα 6562819 65665557 184697 -1004495E+06 173249

[N II ] 6583460 65869326 184697 711567 217207

[S II] 6716440 67182754 122346 -459232 516263

[S II] 6730810 67316655 212515 -152349 100130lowast Lınea de absorcion

Cuadro 53 Lıneas de Emision Zona IV de NGC6240

relacion de los flujos de las lıneas de emision de Hα Hβ [NII]λ6584 y [OIII]λ5007 enlog([NII]λ6584 Hα) y log([OIII]λ5007Hβ) que para el caso de la region VI es

log([NII]λ6584 Hα) =020

y

log([OIII]λ5007 Hβ) =-028

lo que ubica a NGC6240 en el diagrama BPT dentro de las galaxia tipo LINER en con-cordancia con el catalogo de Veron-Cetty de (2006)

54 Propiedades fısicas de NGC6240

Los parametros derivados del mejor modelo de la sıntesis permiten adicionalmente calcu-lar y encontrar algunas propiedades fısicas de la galaxia tabla 54 A partir de cada unode estos parametros fue posible asociar las siguientes propiedades

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 40 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Parametro Definicion Zona I Zona IV

[summinus of minus xj( )] Vector de poblacion estelar 9422336 9897032

[Miniminus tot] Fraccion de masa 846570E+02 706677E+03

[Mcor minus tot] Logaritmo de la masa estelar [M] 613714E+02 363687E+03

[v0minusmin(kms)] -11323 -13292

[vdminusmin(kms)] 4700 8439

[AV minusmin(mag)] Atenuacion del polvo [magnitud] -10000 -10000

Cuadro 54 Calidad del ajuste de Starlight

Zona OSP IPS YPS

I 0 176488 765745

IV 06582 355544 614753

Cuadro 55 Porcentaje de formacion estelar sintetica de NGC6240 poblacion estelar joven(YSPs) t le 0 1 Giga anos poblacion estelar con edad intermedia (ISP) 0 1 lt tISP le 2Giga anos la poblacion estelar con edad superior (OSP) 125 Giga ano Rodrıguez ZaurınJ et al (2008)

EdadLa interpretacion del termino [summinus of minus xj( )] vector poblacion xj discutido enla seccion 31 permitio clasificar la poblacion estelar sintetica en i poblacion estelarjoven (YSPs) con componentes estelares de edad t le 0 1 Giga ano ii poblacionestelar con edad intermedia (ISP) con componentes de edad entre 0 1 lt tISP le 2Giga ano y iii poblacion estelar con edad superior (OSP) con componentes de edadmayor que 12 5 Giga ano Rodrıguez Zaurın J et al (2008) Es entonces como alrealizar un tabulacion de este vector en la sıntesis de NGC6240 se puede concluirque mas del 60 de la poblacion estelar corresponde a poblacion estelar joven elporcentaje de cada componente segun la zona se especifica en la cuadro 55

MetalicidadEl porcentaje de las metalicidades empleadas para reproducir el sistema NGC6240fueron tabulados en el cuadro 56 Se puede concluir que existe una contribucion depoblacion estelar de tipo frıo K o M ya que la metalicidad de este tipo de poblacioneses aproximadamente cero mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para lazona IV pertenecen a poblaciones mas calientes de tipo espectral O y M

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 41 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Zona 02Z( ) 04Z( ) 1Z( ) 25Z( )

I 219 3618 5583 00002

IV 1289 4501 4105 0

Cuadro 56 Porcentaje de la metalicidad media en la sıntesis de NGC6240

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 42 Marıa E Rojas A

CAPITULO 6

Conclusiones

Del mapeo de la galaxia NGC 6240 se logro extraer un espectro de buenas caracte-rısticas correspondiente a las zonas I y IV las cuales responden a las zonas espacialesde los nucleos de la galaxia mientras que para las demas zonas es necesario aunrealizar algunas reducciones con mayor detalle para lograr ası eliminar el alto ruidopresente en los espectros

Sobre los espectros espacialmente definidos se realizo una extraccion que permitioidentificar las lıneas de emision y absorcion presente en la zonas I y IV

Con base en la combinacion de las bases de poblaciones estelares de Bruzual GCharlot S (2003) se construyo un espectro sintetico de buenas caracterısticas conla ejecucion de Spectral Synthesis Code -Starlight Cid Fernandes R (2005) en laszonas I y IV

Se realizo una sustraccion entre el espectro observado y el espectro sintetico a fin deeliminar la componente de absorcion asociada con la formacion estelar reproducidacon el espectro sintetico obtenido dando origen a una tabla de flujos reales de lıneasde emision que no habıan sido posible medir debido a la superposicion de las lıneasde absorcion asociadas a la actividad de formacion estelar de la galaxia huesped

La poblacion estelar presente en el espectro sintetico de NGC 6240 segun la literaturade Rodrıguez Zaurın J (2008) es una poblacion estelar joven con edades entret le 0 1 Giga ano con un porcentaje del 765745 en la zona I y 614753 enla zona IV La poblacion estelar con edad intermedia entre 0 1 lt tISP le 2 Gigaano presentan un porcentaje mas bajo del 176488 y 355544 en las zonas I yIV respectivamente Mientras que la poblacion estelar mayor de 125 Giga ano notienen asociado ningun porcentaje en la contribucion del espectro sintetico

43

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Existe una poca contribucion de poblacion estelar de tipo frıo K o M en NGC6240ya que la metalicidad de este tipo de poblaciones es aproximadamente cero en lasıntesis espectral mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para la zona IVpertenecen a poblaciones jovenes de tipo espectral O y M

44 Marıa E Rojas A

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BIBLIOGRAFIA 50 Marıa E Rojas A

CAPITULO 7

Anexos

SSP Edad [anos] Z Mstar

bc2003-hr-m42-chab-ssp-032spec 000174e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-034spec 000191e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-051spec 000417e9 000400 09666

bc2003-hr-m42-chab-ssp-052spec 000437e9 000400 09622

bc2003-hr-m42-chab-ssp-053spec 000457e9 000400 09579

bc2003-hr-m42-chab-ssp-054spec 000479e9 000400 09534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-055spec 000501e9 000400 09488

bc2003-hr-m42-chab-ssp-070spec 001000e9 000400 08862

bc2003-hr-m42-chab-ssp-073spec 001148e9 000400 08752

bc2003-hr-m42-chab-ssp-074spec 001202e9 000400 08716

bc2003-hr-m42-chab-ssp-075spec 001259e9 000400 08680

bc2003-hr-m42-chab-ssp-076spec 001318e9 000400 08644

bc2003-hr-m42-chab-ssp-077spec 001380e9 000400 08608

bc2003-hr-m42-chab-ssp-078spec 001445e9 000400 08571

bc2003-hr-m42-chab-ssp-079spec 001514e9 000400 08534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-080spec 001585e9 000400 08501

bc2003-hr-m42-chab-ssp-081spec 001660e9 000400 08469

bc2003-hr-m42-chab-ssp-082spec 001738e9 000400 08436

Continua en la pagina siguiente

51

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m42-chab-ssp-084spec 001905e9 000400 08369

bc2003-hr-m42-chab-ssp-087spec 002188e9 000400 08269

bc2003-hr-m42-chab-ssp-088spec 002291e9 000400 08237

bc2003-hr-m42-chab-ssp-112spec 006405e9 000400 07525

bc2003-hr-m42-chab-ssp-113spec 007187e9 000400 07446

bc2003-hr-m42-chab-ssp-114spec 008064e9 000400 07366

bc2003-hr-m42-chab-ssp-115spec 009048e9 000400 07287

bc2003-hr-m42-chab-ssp-116spec 010152e9 000400 07207

bc2003-hr-m42-chab-ssp-117spec 011391e9 000400 07130

bc2003-hr-m42-chab-ssp-118spec 012780e9 000400 07064

bc2003-hr-m42-chab-ssp-119spec 014340e9 000400 06997

bc2003-hr-m42-chab-ssp-120spec 016090e9 000400 06930

bc2003-hr-m42-chab-ssp-121spec 018053e9 000400 06863

bc2003-hr-m42-chab-ssp-122spec 020256e9 000400 06800

bc2003-hr-m42-chab-ssp-123spec 022727e9 000400 06738

bc2003-hr-m42-chab-ssp-124spec 025500e9 000400 06676

bc2003-hr-m42-chab-ssp-125spec 028612e9 000400 06613

bc2003-hr-m42-chab-ssp-126spec 032103e9 000400 06550

bc2003-hr-m42-chab-ssp-127spec 036020e9 000400 06486

bc2003-hr-m42-chab-ssp-128spec 040415e9 000400 06427

bc2003-hr-m42-chab-ssp-129spec 045347e9 000400 06370

bc2003-hr-m42-chab-ssp-130spec 050880e9 000400 06313

bc2003-hr-m42-chab-ssp-131spec 057088e9 000400 06256

bc2003-hr-m42-chab-ssp-132spec 064054e9 000400 06197

bc2003-hr-m42-chab-ssp-133spec 071870e9 000400 06140

bc2003-hr-m42-chab-ssp-134spec 080640e9 000400 06082

bc2003-hr-m42-chab-ssp-135spec 090479e9 000400 06024

bc2003-hr-m42-chab-ssp-201spec 1500000e9 000400 04919

bc2003-hr-m42-chab-ssp-204spec 1575000e9 000400 04915

bc2003-hr-m42-chab-ssp-214spec 1825000e9 000400 04875

bc2003-hr-m42-chab-ssp-218spec 1925000e9 000400 04872

bc2003-hr-m52-chab-ssp-031spec 000166e9 000800 10000

Continua en la pagina siguiente

52 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-032spec 000174e9 000800 10000

bc2003-hr-m52-chab-ssp-034spec 000191e9 000800 10000

bc2003-hr-m52-chab-ssp-051spec 000417e9 000800 09645

bc2003-hr-m52-chab-ssp-052spec 000437e9 000800 09599

bc2003-hr-m52-chab-ssp-054spec 000479e9 000800 09496

bc2003-hr-m52-chab-ssp-055spec 000501e9 000800 09443

bc2003-hr-m52-chab-ssp-070spec 001000e9 000800 08827

bc2003-hr-m52-chab-ssp-073spec 001148e9 000800 08725

bc2003-hr-m52-chab-ssp-074spec 001202e9 000800 08691

bc2003-hr-m52-chab-ssp-075spec 001259e9 000800 08657

bc2003-hr-m52-chab-ssp-076spec 001318e9 000800 08622

bc2003-hr-m52-chab-ssp-077spec 001380e9 000800 08587

bc2003-hr-m52-chab-ssp-078spec 001445e9 000800 08552

bc2003-hr-m52-chab-ssp-079spec 001514e9 000800 08517

bc2003-hr-m52-chab-ssp-080spec 001585e9 000800 08485

bc2003-hr-m52-chab-ssp-081spec 001660e9 000800 08453

bc2003-hr-m52-chab-ssp-082spec 001738e9 000800 08420

bc2003-hr-m52-chab-ssp-083spec 001820e9 000800 08387

bc2003-hr-m52-chab-ssp-084spec 001905e9 000800 08354

bc2003-hr-m52-chab-ssp-087spec 002188e9 000800 08256

bc2003-hr-m52-chab-ssp-088spec 002291e9 000800 08226

bc2003-hr-m52-chab-ssp-112spec 006405e9 000800 07527

bc2003-hr-m52-chab-ssp-113spec 007187e9 000800 07451

bc2003-hr-m52-chab-ssp-114spec 008064e9 000800 07376

bc2003-hr-m52-chab-ssp-115spec 009048e9 000800 07301

bc2003-hr-m52-chab-ssp-116spec 010152e9 000800 07226

bc2003-hr-m52-chab-ssp-117spec 011391e9 000800 07150

bc2003-hr-m52-chab-ssp-118spec 012780e9 000800 07088

bc2003-hr-m52-chab-ssp-119spec 014340e9 000800 07026

bc2003-hr-m52-chab-ssp-120spec 016090e9 000800 06963

bc2003-hr-m52-chab-ssp-121spec 018053e9 000800 06900

bc2003-hr-m52-chab-ssp-122spec 020256e9 000800 06838

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53 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-123spec 022727e9 000800 06781

bc2003-hr-m52-chab-ssp-124spec 025500e9 000800 06723

bc2003-hr-m52-chab-ssp-125spec 028612e9 000800 06665

bc2003-hr-m52-chab-ssp-126spec 032103e9 000800 06607

bc2003-hr-m52-chab-ssp-127spec 036020e9 000800 06548

bc2003-hr-m52-chab-ssp-128spec 040415e9 000800 06490

bc2003-hr-m52-chab-ssp-129spec 045347e9 000800 06434

bc2003-hr-m52-chab-ssp-130spec 050880e9 000800 06377

bc2003-hr-m52-chab-ssp-131spec 057088e9 000800 06318

bc2003-hr-m52-chab-ssp-132spec 064054e9 000800 06266

bc2003-hr-m52-chab-ssp-133spec 071870e9 000800 06205

bc2003-hr-m52-chab-ssp-134spec 080640e9 000800 06145

bc2003-hr-m52-chab-ssp-135spec 090479e9 000800 06086

bc2003-hr-m52-chab-ssp-201spec 1500000e9 000800 04936

bc2003-hr-m52-chab-ssp-204spec 1575000e9 000800 04935

bc2003-hr-m52-chab-ssp-214spec 1825000e9 000800 04887

bc2003-hr-m52-chab-ssp-218spec 1925000e9 000800 04882

bc2003-hr-m62-chab-ssp-031spec 000166e9 002000 10000

bc2003-hr-m62-chab-ssp-032spec 000174e9 002000 10000

bc2003-hr-m62-chab-ssp-034spec 000191e9 002000 09996

bc2003-hr-m62-chab-ssp-051spec 000417e9 002000 09535

bc2003-hr-m62-chab-ssp-052spec 000437e9 002000 09482

bc2003-hr-m62-chab-ssp-054spec 000479e9 002000 09384

bc2003-hr-m62-chab-ssp-055spec 000501e9 002000 09342

bc2003-hr-m62-chab-ssp-070spec 001000e9 002000 08751

bc2003-hr-m62-chab-ssp-071spec 001047e9 002000 08716

bc2003-hr-m62-chab-ssp-072spec 001096e9 002000 08680

bc2003-hr-m62-chab-ssp-073spec 001148e9 002000 08644

bc2003-hr-m62-chab-ssp-074spec 001202e9 002000 08608

bc2003-hr-m62-chab-ssp-075spec 001259e9 002000 08572

bc2003-hr-m62-chab-ssp-076spec 001318e9 002000 08535

bc2003-hr-m62-chab-ssp-077spec 001380e9 002000 08503

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54 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-078spec 001445e9 002000 08472

bc2003-hr-m62-chab-ssp-079spec 001514e9 002000 08440

bc2003-hr-m62-chab-ssp-081spec 001660e9 002000 08375

bc2003-hr-m62-chab-ssp-082spec 001738e9 002000 08342

bc2003-hr-m62-chab-ssp-084spec 001905e9 002000 08276

bc2003-hr-m62-chab-ssp-087spec 002188e9 002000 08189

bc2003-hr-m62-chab-ssp-088spec 002291e9 002000 08159

bc2003-hr-m62-chab-ssp-112spec 006405e9 002000 07502

bc2003-hr-m62-chab-ssp-113spec 007187e9 002000 07429

bc2003-hr-m62-chab-ssp-114spec 008064e9 002000 07360

bc2003-hr-m62-chab-ssp-115spec 009048e9 002000 07291

bc2003-hr-m62-chab-ssp-116spec 010152e9 002000 07221

bc2003-hr-m62-chab-ssp-117spec 011391e9 002000 07150

bc2003-hr-m62-chab-ssp-118spec 012780e9 002000 07093

bc2003-hr-m62-chab-ssp-119spec 014340e9 002000 07036

bc2003-hr-m62-chab-ssp-120spec 016090e9 002000 06978

bc2003-hr-m62-chab-ssp-121spec 018053e9 002000 06920

bc2003-hr-m62-chab-ssp-122spec 020256e9 002000 06862

bc2003-hr-m62-chab-ssp-123spec 022727e9 002000 06808

bc2003-hr-m62-chab-ssp-124spec 025500e9 002000 06754

bc2003-hr-m62-chab-ssp-125spec 028612e9 002000 06700

bc2003-hr-m62-chab-ssp-126spec 032103e9 002000 06646

bc2003-hr-m62-chab-ssp-127spec 036020e9 002000 06592

bc2003-hr-m62-chab-ssp-128spec 040415e9 002000 06538

bc2003-hr-m62-chab-ssp-129spec 045347e9 002000 06484

bc2003-hr-m62-chab-ssp-130spec 050880e9 002000 06430

bc2003-hr-m62-chab-ssp-131spec 057088e9 002000 06376

bc2003-hr-m62-chab-ssp-132spec 064054e9 002000 06322

bc2003-hr-m62-chab-ssp-133spec 071870e9 002000 06265

bc2003-hr-m62-chab-ssp-134spec 080640e9 002000 06209

bc2003-hr-m62-chab-ssp-135spec 090479e9 002000 06152

bc2003-hr-m62-chab-ssp-201spec 1500000e9 002000 04999

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55 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-204spec 1575000e9 002000 04991

bc2003-hr-m62-chab-ssp-214spec 1825000e9 002000 04946

bc2003-hr-m62-chab-ssp-218spec 1925000e9 002000 04941

bc2003-hr-m72-chab-ssp-031spec 000166e9 005000 09918

bc2003-hr-m72-chab-ssp-032spec 000174e9 005000 09933

bc2003-hr-m72-chab-ssp-034spec 000191e9 005000 09890

bc2003-hr-m72-chab-ssp-051spec 000417e9 005000 09299

bc2003-hr-m72-chab-ssp-052spec 000437e9 005000 09260

bc2003-hr-m72-chab-ssp-054spec 000479e9 005000 09186

bc2003-hr-m72-chab-ssp-055spec 000501e9 005000 09147

bc2003-hr-m72-chab-ssp-070spec 001000e9 005000 08524

bc2003-hr-m72-chab-ssp-071spec 001047e9 005000 08491

bc2003-hr-m72-chab-ssp-072spec 001096e9 005000 08459

bc2003-hr-m72-chab-ssp-073spec 001148e9 005000 08427

bc2003-hr-m72-chab-ssp-074spec 001202e9 005000 08393

bc2003-hr-m72-chab-ssp-075spec 001259e9 005000 08360

bc2003-hr-m72-chab-ssp-076spec 001318e9 005000 08326

bc2003-hr-m72-chab-ssp-077spec 001380e9 005000 08292

bc2003-hr-m72-chab-ssp-078spec 001445e9 005000 08262

bc2003-hr-m72-chab-ssp-079spec 001514e9 005000 08233

bc2003-hr-m72-chab-ssp-081spec 001660e9 005000 08174

bc2003-hr-m72-chab-ssp-082spec 001738e9 005000 08143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-084spec 001905e9 005000 08081

bc2003-hr-m72-chab-ssp-087spec 002188e9 005000 07990

bc2003-hr-m72-chab-ssp-088spec 002291e9 005000 07958

bc2003-hr-m72-chab-ssp-112spec 006405e9 005000 07345

bc2003-hr-m72-chab-ssp-113spec 007187e9 005000 07278

bc2003-hr-m72-chab-ssp-114spec 008064e9 005000 07211

bc2003-hr-m72-chab-ssp-115spec 009048e9 005000 07144

bc2003-hr-m72-chab-ssp-116spec 010152e9 005000 07092

bc2003-hr-m72-chab-ssp-117spec 011391e9 005000 07039

bc2003-hr-m72-chab-ssp-118spec 012780e9 005000 06985

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56 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m72-chab-ssp-119spec 014340e9 005000 06930

bc2003-hr-m72-chab-ssp-120spec 016090e9 005000 06876

bc2003-hr-m72-chab-ssp-121spec 018053e9 005000 06823

bc2003-hr-m72-chab-ssp-122spec 020256e9 005000 06771

bc2003-hr-m72-chab-ssp-123spec 022727e9 005000 06720

bc2003-hr-m72-chab-ssp-124spec 025500e9 005000 06669

bc2003-hr-m72-chab-ssp-125spec 028612e9 005000 06618

bc2003-hr-m72-chab-ssp-126spec 032103e9 005000 06566

bc2003-hr-m72-chab-ssp-127spec 036020e9 005000 06514

bc2003-hr-m72-chab-ssp-128spec 040415e9 005000 06461

bc2003-hr-m72-chab-ssp-129spec 045347e9 005000 06410

bc2003-hr-m72-chab-ssp-130spec 050880e9 005000 06356

bc2003-hr-m72-chab-ssp-131spec 057088e9 005000 06302

bc2003-hr-m72-chab-ssp-132spec 064054e9 005000 06253

bc2003-hr-m72-chab-ssp-133spec 071870e9 005000 06196

bc2003-hr-m72-chab-ssp-134spec 080640e9 005000 06143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-135spec 090479e9 005000 06088

bc2003-hr-m72-chab-ssp-201spec 1500000e9 005000 04972

bc2003-hr-m72-chab-ssp-204spec 1575000e9 005000 04960

bc2003-hr-m72-chab-ssp-214spec 1825000e9 005000 04924

bc2003-hr-m72-chab-ssp-218spec 1925000e9 005000 04908

Cuadro 71 Base N

57 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

3416 3436 [Ne v] 34260

3718 3735 [O II] 37260

3720 3737 [O II] 37288

3796 3802 H10 37979

3833 3841 H90 38354

3862 3871 [Ne III] 38691

3882 3891 H8 HeI 38890

3961 3973 [Ne III] 39678

3961 3974 Hε 39701

4024 4030 He I 40262

4067 4070 [S II] 40686

4095 4107 Hδ 41017

4332 4346 Hγ 43405

4469 4475 He I 44715

4854 4868 Hβ 48613

4947 4968 [O III] 49589

4998 5019 [O III] 50068

5009 5022 He I 50157

5156 5164 [Fe VII] 51584

5193 5202 [N I] 51991

5267 5274 [Fe III] 52704

5868 5883 He I 58756

6296 6303 [O I] 63003

6303 6315 [S III] 63121

6355 6372 [O I] 63638

6538 6591 [N II] 65480

6547 6576 Hα 65628

6575 6591 [N II] 65835

6667 6681 He I 66782

6710 6743 [S II] 67164

6718 6743 [S II] 67308

7061 7072 He I 70652

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58 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

7125 7142 [Ar III] 71358

7315 7329 [O II] 73195

7320 7335 [O II] 73302

6845 6945 BC03 lowastlowast7165 7210 BC03 lowastlowast7550 7725 BC03 lowastlowast5880 5906 NaD 5890 lowast lowast lowast9059 9079 [S III] 90690

lowast Lınea de emision

lowastlowast Region en la problematica Bruzual y Charlot (2003)

lowast lowast lowast Absorcion del medio interestelar en 5896A

Cuadro 72 Mascara General desarrollada por NataliaVale Asari (2005) para Starlight

59 Marıa E Rojas A

  • Acroacutenimos
  • Introduccioacuten
  • Fundamentos de Espectroscopiacutea
    • Fundamentos
    • Espectros Astrofiacutesicos
    • Nuacutecleos Activos de Galaxias
      • Sistema NGC6240
      • Sistema NGC6240
      • Coacutedigo de Siacutentesis Espectral
        • Modelo Fiacutesico - Matemaacutetico
        • Modelo Computacional
        • Bases Espectrales
          • Construccioacuten de una Poblacioacuten Estelar Simple (SSPs)
          • Modelos de Poblaciones Estelares Simples
              • Extraccioacuten y Anaacutelisis de Espectros
                • Reduccioacuten
                • Caracterizacioacuten
                  • Espectroscopiacutea Sinteacutetica
                    • Siacutentesis espectral
                    • Sustraccioacuten espectral
                    • Caracterizacioacuten espectral
                      • Clasificacioacuten de NGC6240
                        • Propiedades fiacutesicas de NGC6240
                          • Conclusiones
                            • Bibliografiacutea
                              • Anexos
Page 15: Espectroscop a estelar sint etica, aplicaciones astrof sicas · con modelos estelares que siguen una l nea de tiempo, producidos por la combinacion de bibliotecas de evolucion estelar,

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

El objetivo de este trabajo consistio en recalibrar las lıneas de emision de los espectrosdel sistema NGC6240 que se encuentran contaminadas por las lıneas de absorcion pro-venientes de la formacion estelar de los espectros obtenidos por Rosa Gomez Delgadoinvestigadora adscrita al Instituto Astrofısico de Andalucia (IAA) mediante la obtencionsintetica de la componente estelar utilizando el codigo de sıntesis espectral Starlight ybases espectrales de Bruzual amp Charlot Para desarrollar este trabajo se llevo a cabo unarevision de los fundamentos de la espectroscopıa los cuales estan descritos en el primercapıtulo de este trabajo una caracterizacion del objeto con base en los reportes de laliteartura capıtulo dos y un analisis de la logica del codigo de sıntesis espectral Starlighta fin de encontrar los espectros que mejor reproducen el espectro original de NGC6240utilizando la biblioteca BC03 capıtulos tres y cuatro

Una vez se definio la base y la estructura del codigo se realizo una reduccion del espectrooriginal obteniendo un espectro caracterizado para las seis zonas mas cercanas al nucleoactivo y utilizadas como espectros de entrada en el codigo Starlight Para cada una de laszonas fue posible obtener el espectro sintetico de la poblacion estelar permitiendo carac-terizar la formacion estelar y a su vez recalibrar las lıneas de emision en sus flujos luegode la sutraccion de la componente estelar sintetica de cada zona del sistema NGC6240

INDICE DE FIGURAS 5 Marıa E Rojas A

CAPITULO 1

Fundamentos de Espectroscopıa

La constante agitacion de los atomos y moleculas al interior de materia que se encuentraa una temperatura superior a 3K ocasiona que esta emita radiacion termica ası cuandoun cuerpo se encuentra a una temperatura mayor que la temperatura de su entorno estese enfriara muy rapido debido a que la energıa de emision (del cuerpo) es mayor que laenergıa de absorcion (su entorno) este proceso ocurre hasta que se alcanza el equilibriotermico con el medio La radiacion emitida se puede analizar mediante el uso de un es-pectrometro el cual permite estimar la temperatura de un cuerpo y la composicion defrecuencias de la radiacion termica emitida Esta tecnica se denomina espectrometrıa

La informacion que se obtiene del estudio espectroscopico permite clasificar los cuerpossegun las caracterısticas de la emision que recibe un receptor en la direccion de observa-cion En la figura 11 se puede observar que a medida que el espectro descrito en la ley decuerpo negro de Planck viaja por el medio se presentan alteraciones en su forma segunla direccion de observacion es ası como para un observador A el continuo que provienede un objeto al atravesar un medio de menor temperatura presenta una disminucion enla intensisdad de la radiacion en la longitud de onda asociada a la transicion electronicagenerando lo que se conoce como lınea de absorcion mientras que un observador en ladireccion B recibe una intensidad de radiacion en una longitud de onda especıfica aso-ciada a una transicion electronica debida a la emision de un foton reflejado en lo que seconoce como lınea de emision Ambos procesos permiten interpretar las caracterısticasdel elemento quımico que se encuentra en el medio atmosfera o nube interestelar

En el presente capıtulo se presenta una breve revision de los conceptos inherentes a laespectroscopıa observacional

6

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

En+1

En

I()

I()

I()

Estrella A

B

Figura 11 Representacion de los procesos de emision y absorcion

11 Fundamentos

Espectro Continuo Representa la intensidad de radiacion de un cuerpo con relaciona la longitud de onda El comportamiento de la radiacion fue descrito por Plancken 1900 como la radiacion de cuerpo negro

ρT (ν)dν =8πν2

c3

ehνκT minus 1 (11)

donde ρT (ν) es el numero de fotones por unidad de volumen existente entre lafrecuencia ν y ν + dν h es la constante de Planck h = 663 times 10minus34 Jtimess κ laconstante de Boltzmann κ = 1 38 times 10minus23JK ν la frecuencia y T la temperaturaabsoluta y c la velocidad de la luz

En esta descripcion la energıa esta cuantizada es decir los atomos y las moleculassolo pueden tener unidades discretas de energıa E = hν y cada valor de energıarepresenta un estado cuantico diferente Atomos y moleculas emiten o absorbenenergıa en paquetes discretos tambien llamados fotones los cuales son emitidoscuando cambian de estado cuantico

Transicion electronica Proceso responsable del cambio de estado cuantico de unatomo o molecula El estado cuantico mas bajo puede ser el fundamental y losestados cuanticos altos los estados excitados Entonces una transicion electronica

11 FUNDAMENTOS 7 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

de un estado cuantico menor a un estado mayor esta asociado a una absorcionde un foton que produce la lınea de absorcion sobre el continuo Sin embargo elestado de excitacion por lo general es de corta duracion produciendo una transicionelectronica en sentido contrario de un estado cuantico mayor a uno de estado menorproduciendo la emision de un foton asociada a la desexcitacion y vista con una lıneade emision en una direccion arbitraria figura 12

Estados excitados

Estado Fundamental

Absorcioacuten

E

Emisioacuten

Figura 12 Transiciones entre los niveles de energıa

Perfil de Lınea Es el nombre que recibe la lınea espectral que observacionalmen-te no es infinitamente delgada sino que presenta un ensanchamiento que fısica ymatematicamente se explica a partir de

1 Ensanchamiento natural relacionado con el principio de incertidumbre de Hei-senberg ∆E∆t = ~ donde ~ es la simplificacion de h

2πsiendo h la contante de

PlanckEl Ensanchamiento natural es la medida de la energıa correspondiente a unatransicion en un tiempo t Matematicamente se expresa como

∆λ asymp λ2

2πc

(1

∆ti+

1

∆ti

) (12)

donde el diferencial energıa es Efoton = hcλ siendo c la velocidad de la luz

se considera del orden de 10minus6A

11 FUNDAMENTOS 8 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

2 Ensanchamiento Doppler debido a que en la nube de gas algunos atomos sealejan y otros se acercan al observador la contribucion total de radiacion sepuede desplazar al rojo y al azul como consecuencia del movimiento del gas enrotacion y se conoce como corrimiento al rojo (y al azul) z definido ası

z =λobservada minus λemitida

λemitida=

∆λ

λemitida= plusmn|vr|

c

donde vr es la velocidad radial en terminos de la velocidad mas probable en ladistribucion de Maxwell- Boltzman asociada a la temperatura local (T ) como

vr =

radic2κT

m

siendo κ la constante de Boltzmann y m la masa Por tanto el ancho de la lınease ve ensanchado matematicamen ası

∆λ =2λemitida

c

radic2κT

m (13)

3 Ensanchamiento colisional asociado a la interaccion de los atomos que se en-cuentran sometidos a altas presiones donde los niveles energeticos son altera-dos por los iones o electrones del ambiente ampliando la lınea debido a la altaprobabilidad de choque con atomos adyacentes Tal ensanchado esta dado por

∆λ =λ2

c

ησ

π

radic2κT

m (14)

donde 1ησ

es trayectoria libre media para colisiones

Entonces una transicion electronica se presenta en un intervalo de frecuenciasν = ∆E

h donde la intensidad de radiacion varıa en la vecindad de una frecuen-

cia central ν0 y se describe a traves de una funcion de probabilidad medianteun perfil de Lorentz o un perfil Gaussiano figura 13

Ancho equivalente (Wλ) es el ancho medido en A de una caja rectangular quecontiene un area igual a la contenida por un perfil de lınea espectral o el areamedida entre el nivel del continuo normalizado a la unidad con referencia cero

Wλ =

intfo(λ)minus fc(λ)

fc(λ)dλ (15)

donde fc(λ) es el flujo del continuo y fo(λ) es el flujo observado medido en A (figura14)

11 FUNDAMENTOS 9 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

F (υ)υο

Inte

nsid

ad d

e ra

diac

ioacuten

φ(υ)

Perfil de Lorentz

Perfil Gaussiano

Figura 13 Representacion grafica de un perfil de lınea

Ancho total a la mitad de la altura (FWHM por sus siglas en ingles) es el anchomedido a la mitad de la altura entre el continuo y el maximo del perfil de lınea y semiden en en A figura 14

Flujo Instantaneo es la energıa por unidad de tiempo que atraviesa un area dSobtenida al integrar la densidad de flujo espectral en todas las frecuencias posibles

F =

int π2

0

int 2π

0

I cos θ sen θdθdφ = πI (16)

siendo I la intensidad total emitida uniformemente en todas las direcciones Unaunidad de medida son los Janskys (10minus26 W mminus2 Hzminus1)

Luminosidad Se define como la energıa por unidad de tiempo emitida por una fuenteluminosa en todas las direcciones es decir en un angulo solido de 4π esteroradianesEn una radiacion isotropica la luminosidad se expresa como

L = 4πR2F (17)

donde F es la densidad de flujo que pasa a traves de una superficie que rodea lafuente luminosa a una distancia R por segundo su unidad de medida son ergs sminus1El termino 4π R2 corresponde al area superficial de la fuente luminosa obtenida dederivar el volumen de la esfera con respecto al radio

11 FUNDAMENTOS 10 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

FWHM

F2

F

120582[Å] 0

119865120582

W

0

FWHM

Figura 14 Representacion grafica de FWHM (Ancho total a la mitad de la altura porsus siglas en ingles)

Luminosidad Especıfica es la energıa en una frecuencia ν emitida por una fuentepor segundo

Lν = 4πR2Fν (18)

12 Espectros Astrofısicos

El espectro de una estrella o una galaxia contiene un continuo proveniente de la fuente yun espectro de lıneas superpuesta sobre el proveniente de las nubes en la vecindad de lafuente Todas las caracterısticas fısicas de estas nubes se adquieren con la interpretacionde las propiedades de las lıneas En el cuadro 11 se encuentran registradas las lıneas deemision y absorcion mas reportadas en la literatura con sus longitudes de onda especıficasen ellas sobresalen las lıneas de hidrogeno (serie de Balmer) lıneas de helio neutro lıneasde hierro doblete hidrogeno lınea de calcio ionizado (K) y la lınea del calcio neutro entreotras

En la figura 15 se observa el espectro de la galaxia NGC224 catalogada como una ga-laxia normal (Peimbert M amp Torres-Peimbert S 1981 Shuder J M Osterbrock DE1981 y Filippenko A V amp Sargent W L W 1988) en donde es posible encontrarlıneas anchas en las lıneas de Hα y Hβ asociadas a la alta velocidad del gas de la zonacentral

12 ESPECTROS ASTROFISICOS 11 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ [A] Lınea λ [A]

[O II] 3726032 [O III] 4958900

He I 3820000 [O III] 5006840

[NeIII] 3868760 C-C 5165000

K Ca-II 3933000 Fe II 5197570

H Ca-II 3968000 [O I] 6300304

HeI 4026000 [O I] 6363776

[S II] 4068600 [N II] 6548050

Fe II 4178862 Hα 6562819

Hδ 4101740 [N II] 6583460

Hγ 4340471 [S II] 6716440

Hβ 4861300 [S II] 6730810

Cuadro 11 Lıneas de absorcion y emision reportadas en la literatura

13 Nucleos Activos de Galaxias

Las galaxias con un nucleo activo (AGNs por sus siglas en ingles) son aquellas galaxiasque contienen una fuente central muy compacta altamente luminosa y emisoras de uncontinuo de gran cantidad de energıa y la presencia de intensas lıneas de emision El mode-lo que mejor describe las caracterısticas observadas en los AGNs es el Modelo Unificadoen donde se plantea que cada AGN contiene un agujero negro supermasivo en la regıoncentral (M amp 109M) y un disco de acrecion fuente del intenso continuo radiado Masdistante existe una region a la cual se le asocia la emision de lıneas denominada region delıneas anchas (BLR con vFWHM gt 100Kms) y mas distante una region de lınea delgadas(NLR con vFWHM lt 100Kms) rodeando un toro oscurecedor

Existen diferentes tipos de AGNs debido al registro de emision entre los que sobresalen

Galaxias Seyfert Objetos que presentan un nucleo brillante con lıneas de emisionproducidas por atomos en un amplio rango de ionizacion Un analisis espectral per-mitio categorizar estos AGNs en dos tipos Seyfert tipo 1 en donde se observan lıneasde emision anchas y Seyfert tipo 2 en donde se observan lıneas de emision estrechasestas galaxias se identifican segun la orientacion de observacion

Quasars AGNs que debido a sus distancias se observan como objetos muy brillantescon halos difusos estas son galaxias tıpicas en los primeros estadıos del universoaunque se encuentren tambien en el universo local

13 NUCLEOS ACTIVOS DE GALAXIAS 12 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

F λ[1

0-14

cm-2s-

1 Å-1]

0

2

4

6

8

λ[Å]3500 4000 4500 5000 5500

NGC224

Figura 15 Galaxia normal NGC224 fuente NED

LINERs (del ingles Low-Ionization Nuclear Emission-line Region) estas galaxiasson de baja luminosidad y sus espectros se asemejan a una tıpica galaxia Seyfert 2

En la figura 16 se presenta un espectro caracterıstico de un nucleo activo en el se puedeobservar que el continuo no responde a la ley de cuerpo negro y que ademas la intensidadde las lıneas de emision es superior a la intensidad de las lıneas de absorcion

F λ[1

0-17

cm-2s-

1 Å-1]

0

500

1000

1500

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Mkr699

Figura 16 Galaxia con nucleo activo MRK 0699 fuente SDSS

En algunas galaxias con nucleos activos tambien es posible encontrar intensa formacionestelar en la vecindad del AGN o en los brazos de la estructura huesped Esta actividadde formacion incrementa la emision en el infrarojo de manera que tambien se puedenclasificar como

13 NUCLEOS ACTIVOS DE GALAXIAS 13 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

LIRGs Galaxias Luminosas en el Infrarrojo (por su siglas en ingles Luminous In-frared Galaxies) con luminosidades L sim 1011L

ULIRGs Galaxias Ultra Luminosas en el Infrarrojo (por su siglas en ingles UltraLuminous Infrared Galaxies) presentan luminosidades L gt 1012L

Starburst galaxias que presentan una tasa de formacion estelar muy alta en un cortoperiodo de tiempo de la galaxia

13 NUCLEOS ACTIVOS DE GALAXIAS 14 Marıa E Rojas A

CAPITULO 2

Sistema NGC6240

NGC6240 (IC4625 UGC10592 MCG00-43-004 VV617 Psk1650+024) es un par inte-ractuante entre una galaxia elıptica y una galaxia ultraluminosa (IRAS 16504 0228)Fosbury amp Wall (1979) con dos nucleos en la region central Fried amp Schulz H (1983)Se encuentra a una distancia de 98 Mpc con ascension recta en 16h 52m 589s y declina-cion +02 24

prime03

primeprime desplazandose con una velocidad promedio de 7339 km sminus1

La morfologıa del sistema presenta una alteracion debida a la interaccion sin embargoSchulz et al (1993) detecta por primera vez la presencia de dos nucleos en la region cen-tral que segun las imagenes en el rojo de Dopita M A et al (2002) presentan fuertescolas de marea asociadas a la fusion hecho que llevo a catalogarla como un sistema demorfologıa compleja Observaciones en el optico han establecido que la separacion entrelos dos nucleos es de aproximadamente 16

primeprime(08 kpc) (Scoville NZ et al 2000) en

sentido norte-sur siendo el nucleo sur el mas brillante mientras que observaciones enradio calculan una separacion de 14

primeprime (Carral Turner amp Ho 1990) con una velocidad

de dispersion entre ellos de 229 km s minus1 (Tecza et al 2000 Genzel et al 2001)

El sistema NGC6240 posee una metalicidad aproximada de una decima solar (Oliva ampOriglia 1998) y es una fuente infrarroja ultraluminosa en donde el 99 de la lumino-sidad es bolometrica en el infrarrojo (Wright et al 1984 Soifer et al 1984) con unaluminosidad aproximada de 3 5times 1011 L (Yun amp Carilli 2002) de donde se estima queen un 50 a 75 es proveniente de un starburst (Genzel et al 1998 Rigopoulou etal 1999 Laurent et al 2000 Lutz et al 2003) mientras que el restante 25 o 50 proviene de la luminosidad del nucleo activo (Komossa et al 2003 Iwasawa amp Comastri1998 Vignati et al 1999 Iwasawa 1999 Matt 1999) derivado de los analisis en rayos Xen la lınea de emision de FeK a 64 keV para ambos nucleos y en la emision del continuo

15

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

a 100 keV

Un analisis del espectro en el optico muestra una fuerte emision en la lınea de [O III]y una debil emision en la lınea [O II] en el nucleo sur que se contrasta con una debilemision en la lınea [O III] y una fuerte emision en la lınea de [O II] del nucleo norteBarbieri C et al (1993) El espectro de NGC 6240 se destaca ademas por la relacionentre la lıneas de emision del hidrogeno molecular y la emision de [Fe II] en 164 micras(Becklin et al 1984 Rieke et al 1985 DePoy et al 1986) siendo la emision de Hα masfuerte al noroeste de la galaxia en contraste con la emision en el rojo al norte y al oestedel sistema El continuo puede ser descrito por modelos de absorcion con una instensidadaproximada de 650 mJy (Van Driel Wet al (2000)) debida a la emision nuclear directa(Vignati et al 1999 Netzer et al 1998)

Los estudios en el optico muestran que la emision de Hα se puede ver afectadas por laabsorcion asociada a la formacion estelar este hecho se refleja en la clasificacion paraeste sistema dentro de la taxonomıa de las galaxias activas ya que que su espectro sepuede clasificar como el de una galaxia con una region nuclear emisora de baja ionizacion(LINER) o Seyfert 2 (Kewley et al 2001 Goldader et al 1997a 1997b Kim et al 1995Veilleux et al 1995)

Existen varios estudios espectroscopicos del infrarrojo (IR) en la literatura (Doyon et al1994 Lester et al 1994) que muestran diferencias en la naturaleza de la poblacion estelarse considera que la poblacion estelar joven es la dominante del sistema Oliva et al (1999)

Otros estudios reportan poca actividad de H2O (Braatz et al 1997) sin embargo se con-firma la presencia de un perfil de absorcion en OH Baan et al (1985 1992) en dondealrededor de la mitad del flujo se concentra en una gruesa estructura de disco ubicadaentre el IR y el radio con una velocidad de 800 km sminus1 y un ancho total de lınea de 1400km sminus1 que revelan la complejidad de la dinamica de gases en este sistema debida a lagran perdida de masa que se aproxima a 500 M anominus1

Las recientes observaciones de NGC6240 realizado por el Satelite Chandra permitieroninvestigar el difuso halo galactico gracias a la emision de rayos X blandos en una regionde 110 times 80 kpc donde el gas tiene una temperatura aproximada de 75 millones deKelvin con una densidad estimada de 25 times 10minus3cmminus3 una masa total de 1010M unaluminosidad de 4 times 1041erg sminus1 y una metalicidad menor a 0 1Z Un analisis espectralespacialmente resuelto revela variaciones en la emision en Hα lo que implica un enri-quecimiento uniforme por parte de las supernovas de tipo II La evidencia observacionalapunta al aumento de la formacion de estrellas dentro de una gran abundancia de gasEmanuele Nardiniet al (2013)

16 Marıa E Rojas A

CAPITULO 3

Codigo de Sıntesis Espectral

Los astronomos han desarrollado algunos metodos para obtener informacion sobre la com-posicion de las estrellas y galaxias Uno de ellos es el analisis e interpretacion de los estadoselectronicos de los iones atomos y moleculas de las atmosferas de las estrellas y medio in-terestelar pertenecientes a una galaxia los cuales son reproducidos matematicamente a finde obtener espectros integrados que reconstruyen el espectro sintetico de la galaxia Hoyse tienen dos escuelas que describen la llamada sıntesis de poblacion estelar Evolutiva ySemi-empirıca En la primera escuela la sıntesis se obtiene al reproducir un biblioteca deespectros a partir de condiciones fısicas hipoteticas como historia de formacion estelarevolucion quımica y funcion de masa inicial sin embargo hay incertidumbre sobre las con-diciones fısicas reales de cada biblioteca En la segunda escuela la sıntesis es el resultadode una combinacion lineal de espectros de estrellas yo aglomerados con incertidumbre enla capacidad de las bases estelares para reproducir las condiciones diversas de las galaxiasGomes (2005)

El Dr Roberto Cid Fernandes desarrollo en 2005 un codigo de sıntesis mediante el al-goritmo Metropolis-Markov llamado Starlight Spectral Synthesis Code -Starlight el cualcombina linealmente elementos de bases estelares construidas a partir de observaciones yelementos de bases de poblaciones estelares simples teoricas con edad metalicidad y masadesarrolladas por Bruzual amp Charlot (2003) En este capıtulo se presenta la configuracionde las propiedades fısicas matematicas y computacionales del codigo Starlight

17

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

31 Modelo Fısico - Matematico

En la sıntesis espectral el espectro de una galaxia se compone de una combinacion linealde espectros de poblaciones estelares dentro de un espacio finito ξN con N componentesy elementos Lj(λ) (j = 1 N) Cada Lj es un espectro que depende de la poblacionestelar en un intervalo de longitud de onda λ La ecuacion principal del modelo de sıntesisespectral es

M(λ) =Nsumj=1

xjLj(λ) (31)

donde xj es el coeficiente de expansion y M(λ) es el espectro modelado de salida Laecuacion 31 puede expresarse como

M(λ)

M(λ0)=

Nsumj=1

xj

(Lj(λ)

Lj(λ0)

) (32)

donde se introduce la condicion de normalizacionsumN

j=1 xj = 1 que se cumplira en lalongitud de onda λ0 Ademas es posible interpretar que

M(λ) es el espectro modelo de prueba que a diferencia del espectro observado O(λ)puede consistir de unicamente lıneas de absorcion y un continuo

λ0 es la longitud de onda normalizada M(λ0) y Lj(λ0) son los valores del modelo

y espectro de la poblacion estelar j en λ0 Para este caso se considera λ0 = 4020 A

xj es el flujo monocromatico de la componente j en λ0 en el espacio ξN con extincionAV Al conjunto minusrarrx equiv (x1 xN) se llama el vector de poblacion e indica en lapractica la fraccion de luz debido a cada elemento N Por lo general esto no sumael 100 de la contribucion de luz

Lj(λ) es la poblacion estelar j del espacio ξN que comprende un elemento de labase Cada uno corresponde a una caracterıstica astrofısica bien definida (edad (tj)

metalicidad (Zj)) asociada a Lj medida en unidades L Aminus1 M

Para hacer un analisis funcional con el objeto de encontrar las relaciones del coeficiente xjes necesario una interpretacion matematica de los dos primeros items y una interpretacionfısica de los dos ultimos ası

1 Producto Interno como las funciones del espacio ξN son analıticas es necesariogarantizar que estas cumplan una relacion de ortogonalidad y ortornormalidad enun intervalo [a b] con respecto a una funcion de peso ε(λ) es decir

(Lm(λ) Ln(λ)) =

int b

a

Lm(λ)times Ln(λ)times ε(λ)dλ = Cmnδmn

31 MODELO FISICO - MATEMATICO 18 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

donde δmn es el delta de Kronecker y Cmn es una constante entonces si δmn es 1para todos los m y n se dice que el conjunto es ortonormal Por tanto

Nsumj

xj = 1 (33)

2 Extincion no se tiene en cuenta en el modelo Se sabe que la luz al atravesarun medio interestelar de gas o polvo presenta fenomenos de absorcion o dispersioncausando el llamado enrojecimiento del espectro el cual debe ser previamente co-rregido

3 Dispersion de velocidad es un proceso fısico debido a la dinamica estelar y estarelacionado con el corrimiento Doppler Ası el efecto neto sera el ensanchamiento delas lıneas de absorcion en el espectro observado (Oλ) efecto que debe ser corregidopreviamente

Incorporando las anteriores consideraciones la ecuacion 32 para un modelo fısico resulta

M(λ)

M(λ0)=

Nsumj=1

xj

(Lj(λ)

Lj(λ0)

)r(λ)otimesG(v σ) (34)

donde

r(λ) equiv 10minus04(AλminusAλ0) es el termino de extincion Aλ es la extincion del polvo en la

longitud de onda λ y Aλ0 es el enrojecimiento en la longitud de onda normalizadaλ0 En este trabajo se asume que la curva de extincion es similar a la de nuestragalaxia por eso se utilizara la ley de extincion de Cardelli et al (1989) Ademas seasume que todas las componentes estelares es decir cada elemento de la base sufreel mismo enrojecimiento AV

G(v σ) es una distribucion gaussiana de velocidades centrada en v con amplitudde dispersion σ Los espectros de base (L1(λ) LN) son convoluıdos1 (sımbolootimes) con G(v σ) para tener el ancho de las lıneas de absorcion y emision de M(λ)debidos a la cinematica estelar

1La convolucion transforma un espectro F (λ) a un espectro I(λ) dado por

I(λ) =

int +infin

minusinfinF

(λprime =

λ

1 + vc

)G(v v σ)dv (35)

31 MODELO FISICO - MATEMATICO 19 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

32 Modelo Computacional

La herramienta computacional que permitio realizar los calculos con la ecuacion 34 seencuentra disponible en wwwstarlightufscbr El codigo realiza una descomposicion deun espectro observado O(λ) sobre una base de espectros de poblaciones estelares simplescomo una combinacion lineal encontrando el mejor ajuste de M(λ) con relacion a O(λ)El ajuste a O(λ) se realiza a traves de la tecnica derivada de la mecanica estadısticaconocida como Simulated Annealing utilizada para encontrar los parametros mınimosmediante el algoritmo Metropolis - cadenas de Markov

χ2 equiv χ2 (minusrarrx M(λ0) Av v σ)) =

λfsumλi

(O(λ)minusM(λ))2 ω(λ)2 (36)

donde ω(λ)2 = eminus1λ es la funcion de peso expresada como la mascaraerror en cada λ

siendo cero para las longitudes de onda con flujos falsos o lıneas enmascardas λi es la lon-gitud de onda inicial y λf la longitud final de la suma en la funcion de χ2 Cid Fernandeset al (2004)

El ajuste se realiza en cuatro etapas

1 Primeros ajustes (First Fits FF) Hace un amplio barrido del espacio de parametros

Programa de enfriamiento el algoritmo pasa a traves de la base N disminu-yendo la temperatura iniciando desde la mas caliente hasta un valor mınimode temperatura definido en el archivo de configuracion siguiendo la funcionde probabilidad de Boltzmann y utilizando el criterio Metropolis planteado enCid Fernandes et al (2004b)

Adaptacion de la funcion peso Ajusta el peso de forma dinamica segun laeficiencia de las temperaturas aceptadas Cid Fernandes et al (2004b)

Criterios de convergencia centralizado en el valor adimensional el cual dacuenta de la convergencia de las cadenas asociado a cada elemento de la baseGelman y Rubin et al (1992)

Parametros cinematicos se define un valor para v y σ que se mantiene cons-tante en todo el algoritmo Metropolis Cid Fernandes et al (2004b)

2 Correcciones (Clip amp Refit) permite comprobar el peso asignado a cada punto res-pecto al espectro de entrada estableciendo el NSIGMA de ajuste

3 Apropiacion (Burn-In) es considerada la ultima etapa de Starlight ya que tomatodas las cadenas de Markov construidas en el paso anterior que tengan mayorpeso para encontrar ası el mejor ajuste de un espectro de entrada respecto a cadacadena

32 MODELO COMPUTACIONAL 20 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

4 Ultimos ajustes (EX0) desecha los componentes irrelevantes de la base N y afina elajuste generando el archivo de salida

33 Bases Espectrales

Una base espectral utiliza poblaciones estelares simples (SSPs) representadas mediantecumulos de estrellas que nacen a partir de una misma nube de gas con composicion quı-mica homogenea a traves de una formacion estelar intensa y caracterizada por tener unaedad y metalicidad bien definida

Definir las componentes N de la base es de vital importancia para que los resultadostengan alguna conexion con la realidad por ejemplo si se desea identificar la edad delas componentes estelares de una galaxia es necesario que la base precise dentro de susparametros la edad o metalicidad de cada N

331 Construccion de una Poblacion Estelar Simple (SSPs)

El metodo para generar la base de poblaciones estelares contiene tres componentes prin-cipales

1 Observaciones reunidas en bibliotecas estelares de espectros Estas varıan segun latemperatura y la luminosidad de las estrellas de acuerdo con las regiones que sepueden establecer en el diagrama Hertzsprung-Russell (HR)

2 Modelos teoricos de trayectorias evolutivas Estas predicen como serıa la evolucionde las estrellas en un diagrama HR que aportan a la formalizacion de una poblacionestelar

3 Funcion de masa inicial (FMI) φ(m) Pondera el numero de estrellas de masa entrem y m + dm independiente del tiempo y normalizada como

intmφ(m)dm = 1

El espectro de una estrella de masa m que depende de la longitud de onda λ la metali-cidad Z y la edad tprime definido por I(λm t

prime Z) en luminosidades solares [L] y con untiempo de vida τ(m) se define como

I(λm tprime Z) =

f(λm t

prime Z) si tprime le τ(m)

0 si tprime gt τ(m)(37)

donde f es una funcion de λm tprime y Z

Ahora se define

Ψ(tprime) tasa de formacion estelar

33 BASES ESPECTRALES 21 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Z(tprime) ley de enriquecimiento quımico

si se tiene una nube de gas con formacion estelar donde despues de un tiempo de vidat se tienen varias estrellas de distintas masas con edad tprime se debe satisfacer la relaciontprime le t ya que las estrellas no pueden ser mayores que el sistema Sin embargo las estre-llas con edades tprime nacieron en un tiempo t minus tprime donde la tasa de formacion estelar y elenriquecimiento quımico son diferentes de las actuales

El numero de estrellas con edad entre tprime y tprime+dtprime y masas entre m y m+dm en un tiempot esta dada por

dN(t) = Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdtprime (38)

Si la metalicidad esta dada por Z(tminus tprime) la suma de los espectros de las estrellas de edadentre tprime y tprime + dtprime y de masas entre m y m+ dm en el tiempo t es

I total(λm tprime Z(tminus tprime)) = I(λm t

prime Z(tminus tprime))times dN(t)

I total(λm tprime Z(tminus tprime)) = I(λm t

prime Z(tminus tprime))Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdtprime (39)

El espectro total en el tiempo t teniendo en cuenta todas las estrellas con masas entre ellımite inferior de las masas estelares (Mupp) y el lımite superior de masas estelares (Mlow)es

I(λ t) =

int t

0

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(tminus tprime))Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdt

prime (310)

Esta es la ecuacion general para crear un espectro l(λ t) de poblaciones estelares sujetoa una tasa de formacion estelar y a un enriquecimiento quımico determinado Por tantopara formar una poblacion estelar simple con una metalicidad Z y una edad t bien definidasolamente es necesario establecer Ψ(tminus tprime) como

Ψ(tminus tprime) = C times δ(tminus tprime) (311)

donde C es una constante de dimensiones [C] equiv [M] y δ(t minus tprime) equiv [anominus1] Luego laecuacion 310 se reemplaza por

I(λ t) =

int t

0

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(tminus tprime))Cδ(tminus tprime)φ(m)dmdt

prime (312)

Por tanto el espectro con una metalicidad definida en un tiempo tprime = 0 es

I(λ t) = C

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(0))φ(m)dm (313)

Con una poblacion estelar simple es posible generar los elementos de la base a partir dela ecuacion 313 como

33 BASES ESPECTRALES 22 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

L(λ t Z(0)) =I(λ t)

C

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(0))φ(m)dm (314)

L(λ t Z(0)) puede ser llamado Lj(λ) cuando t = tj y Z(0) = Zj con unidades [Lminus1Mminus1

]Por lo tanto el termino Lj(λ) se puede expresar como

Lj(λ) asympsumi

I(mi tj Z(j))φ(mi)∆mi donde τ(mi) le tj (315)

indicando que para calcular Lj(λ) se suman los espectros individuales de estrellas de unabiblioteca estelar dada a lo largo de una edad tj y metalicidad Zj por una funcion de masainicial

332 Modelos de Poblaciones Estelares Simples

Los espectros de las estrellas Lj(λ) se agrupan en diferentes modelos de poblaciones es-telares simples (SSPs) difiriendo en el conjunto de bibliotecas estelares y requerimientosevolutivos pero todos utilizan la funcion de masa de Chabrier (2003)

Υ(logm) prop

exp[minus

(logm minus logmc)2

2σ2

] si m le 1M

mminus13 si m gt 1M

(316)

con mc = 0008 y σ = 0069 Esta funcion de masa indica la cantidad de estrellas en unintervalo logarıtmico de masa 2

Los modelos utilizados son

STELIB (Stellar Library) contiene 249 estrellas observadas entre 3200A - 9500A yresolucion espectral de 3A (Le Borgne et al 2003)

2 podemos reemplazar φ(m) con la condicion de normalizacionint Mupp

Mlow

mΥ(logm)d logm = 1 (317)

con d logm

dm= 1

m ln 10 = d logm

dm= log e

m tenemos

log e

int Mupp

Mlow

Υ(logm)dm =

int Mupp

Mlow

mφ(m)dm = 1 (318)

por tanto

φ(m) = log eΥ(logm)

m (319)

33 BASES ESPECTRALES 23 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Nombre Metalicidad [Z] Fuente

Padova 1994 0001ndash 010 Alongi et al (1993)

Bressan et al (1993)

Fagotto et al (1994a)

Fagotto et al (1994b)

Girardi et al (1996)

Padova 2000 00004 ndash003 Girardi et al (2000)

Geneva 002 Schaller et al (1992)

Charbonnel et al (1996)

Charbonnel et al (1999)

Cuadro 31 Trayectorias Evolutivas usadas en BC03 Fuente BC03

MILES (A Medium Resolution INT Library of Empirical Spectra) Contiene 985estrellas observadas entre 3200A - 7500A y resolucion media de 23A (Sanchez-Blazquez et al 2006)

Granada contiene 1654 espectros estelares compuestos con modelos de atmosferaestelar entre 3000A - 7000A y resolucion espectral de 03A (Martins et al 2005)

Bruzual amp Charlot (2003 BC03) Contiene 26 modelos de base con SSPs calculadosutilizando trayectoria evolutiva de Padova 1994 (Alongi et al 1993 Bressan et al1993 Fagotto et al 1994 Girardi et al 1996) cada base contiene 221 espectros dealta resolucion con edades desde t = 0 a t = 20 Giga anos en un rango de 3200A -9500A en unidades de LAminus1 Mminus1

13 de estas SSPS utilizan la FMI de Chabrier(2003) con Mlow = 01 M y Mupp = 100 M normalizados a una masa total de1M en las estrellas a la edad t = 0 las otras 13 SSPs son analogos Salpeter

Para este trabajo se adapto la base de poblaciones estelares simples de la biblioteca deBruzual e Charlot (2003 BC03) que se basa en trayectorias evolutivas y en bibliotecasde espectros estelares descritas en la tabla 31 32 y 33 La mayorıa de los resultadospublicados de Starlight usan este modelo por su amplia gama en edades y metalicidades

Para reproducir la formacion estelar de NGC6240 se utiliza una base que contiene 200SSPs con edades entre 2 times 106 y 13times1010 anos con resolucion de 3A en un rango de3200A a 9500A para las metalicidades de 02Z (m42) 04Z (m52) 1Z (m62) y 25Z(m72) con rutas evolutivas de Padova 1994 libreria STELIB 2003 y funcion masa inicialde Chabrier (2003) mostrados en el cuadro anexo 71 y visualizados en la figura 31 Ca-da una de las figuras representa una metalicidad de la base con sus respectivos 50 SSPscorrespondientes a diferentes edades En ellas es posible observar que los espectros se

33 BASES ESPECTRALES 24 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Nombre Tipo Intervalo de Resolucion Intervalo de Fuente

longitud de onda metalididad

BaSeL teorica 91 A a 160 micro m 300 105Z a 10Z Kurucz (1995 pc)

Bessel et al (1989)

Bessel et al (1991)

Fluks et al (1994)

Allard amp Hauschidt (1995)

Rauch (2002)

STELIB observacional 3200A a 9500A 2000 - 20 lt[FeH] lt050 Le Borgne et al (2003)

Pickles observacional 1205A a 25 micro m 500 Z Pickles (1998)

Fanelli et al (1992)

Cuadro 32 Bibliotecas de espectros estelares de BC03 Fuente BC03

Nombre Calibracion Fuente

BaSeL 10 teorica Lejeune et al (1997)

Lejeune et al (1998)

BaSeL 22 semi-empırica Lejeune et al (1997)

Lejeune et al (1998)

BaSeL 31 semi-empırica Westera (2000)

Padova 2000 00004 a 003 Westera et al (2002)

Cuadro 33 Diferentes calibraciones basadas BaSeL Fuente BC03

33 BASES ESPECTRALES 25 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

distribuyen desde la poblacion estelar de mayor temperatura en la parte superior hastalas mas frıas en la parte inferior cada espectro se encuentra calibrado por flujo y sonnormalizados a la unidad de masa solar (M)

Otra caracterıstica de la base BC03 es que no reproduce las lıneas de emision observadaspor lo tanto solo es posible reproducir las lıneas de absorcion debidas a la formacionestelar Es entonces donde el codigo requiere enmascarar o definir rangos de longitud deonda que correspondan a las lıneas de emision con el fin de aumentar la sensibilidaddel ajuste y encontrar ası la componente de absorcion que puede estar siendo opacadapor las lıneas de emision del mismo intervalo Para este trabajo se utiliza la mascarageneral dispuesta dentro del codigo adaptada en la tesis doctoral Natalia Vale Asari(2005) donde se enmascaran la lıneas de emision mas fuertes La mascara esta basada enlos trabajos de Gonzalez-Delgado et al (1995) Pastoriza et al(1993) Benjamin et al(1999) y Zhang et al (2005) y en regiones problematicas de la base de Bruzual y Charlot(2003) asociadas a efectos turbulentos entre 6845A - 6945A y entre 7550A - 7725A y laregion entre 7165A -7210A debida a errores sistematicos La mascara general detallada sepuede ver en la tabla anexa 72

33 BASES ESPECTRALES 26 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

02 Z∘

Log(L λ)[L ∘Å-

1 M∘-

1 ]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

04 Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

file=357911131415171921232527293133353639414345474951535557596163

(a) (b)Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

file=357911131517192123252729313335373941434547495153555759

25Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

y136y135y132y131y130y129y128y127y125y122y121y120y119y118y117y116y115y114y109y106y98y95y94y93y92y90y88y89y97y86y85y84y83y81y59y58y57y56y55y54x51y51y49x48y48y47y46y40y39

(c) (d)

Figura 31 Espectros de SSPs del modelo BC03 Bruzual amp Charlot 2003 para diferentesmetalicidades (a) 02Z (m42) (b) 04Z (m52) (c) 1Z(m62) (d) 25Z(m72) cadametalicidad contiene 50 SSPs con edades entre 2times 106 y 13times 1010 anos Resolucion de3A

33 BASES ESPECTRALES 27 Marıa E Rojas A

CAPITULO 4

Extraccion y Analisis de Espectros

El espectro original se obtuvo con el espectrografo ISIS del telescopio William Herschel de4 2m (WHT) instalado en la Palma (Canarias) utilizando las configuraciones R300B -CCD EEV 12 y R316R - CCD MARCONI2 para los brazos azul y rojo respectivamenteentre 3000A- 5000A y 5000A - 7800A con una escala de 149 segundos de arcomm alo largo de la hendidura El espectro fue cedido por la doctora Rosa Gomez Delgadodel Instituto de Astrofısica de Andalucia Los detalles de la observacion se encuentranregistrados en la tabla 41

Fecha Brazo CCD+gratting Slit PA Slit width (arcsec) texp[sec]

20050910 Red MARCONI2+R316R 88593063 1237020 900

20050909 Blue EEV12+R300B 88620857 1237020 900

Cuadro 41 Resumen de las observaciones espectroscopicas de NGC6240

41 Reduccion

En un espectro obtenido con una apertura donde no es posible identificar cual es lazona espacialmente localizada se hace necesario encontrar la orientacion espacial a fin deajustar la imagen espectral respecto a una imagen fotografica de orientacion conocida Estareorientacion fue realizada por Rosa Gomez Delgado y Mario A Higuera G con rutinas deIRAF (Image Reducction and Astronomical Facilities ver httpwwwirafcom) tomandocomo imagen fotografica de referencia la dispuesta en la base del Telescopio EspacialHubble (HST) ver httphubblesiteorggallery

28

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Figura 41 Reduccion espectral para el filtro Rojo separacion espacial fuente Mario AHiguera G

Un vez reorientado el espectro original se realizo una separacion de la cantidad de luzque paso a traves de la apertura del instrumento para los filtros rojo y azul a lo largodel rango espacial definido En la apertura espacial aparecen todas las fuentes de emisionpresentes en el momento del registro Al visualizarlas con la rutina apall de IRAF figura41 se separan las regiones de estudio

El analisis permito identificar y reducir seis zonas en total para cada filtro que al sersuperpuestas con la imagen fotografica espacial de NGC6240 se distiguieron ası zona Inucleo del sur zona II proximidad hacia el sur de la zona I zona III proximidad hacia elnorte del registro fotografico zona IV nucleo del norte zona V seccion intermedia entrelos dos nucleos y finalmente la zona VI estrella de calibracion

De todas las zonas se obtuvo un espectro para cada filtro estos fueron normalizados ypromediados con el fin de dar unicidad y ası permitir visualizar un espectro del visible enun rango entre 3200A y 7200A para todas las zonas Los espectros obtenidos se corrigieronpor Doppler (z = 0024480 NED ver httpnedipaccaltechedu) y exceso de colorasociado al polvo segun Cardelli et al (1989) en donde

E(BminusV ) = minus232 log

(Rint

Robs

)siendo Rint = 31 y Robs =HαHβ la relacion de flujos previamnete calibados de las lıneasHα y Hβ medidos por tecnica de separacion en LINER1

1LINER herramienta computacional del reporte interno de Richard W Pogge la cual utiliza una

41 REDUCCION 29 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Figura 42 Imagen fotografica del HST de NGC6240

Los espectros al final de la reduccion que se utilizaron para este trabajo se presentan enla figura 43

Al realizar el analisis de cada una de las zonas reducidas se encuentra que las zonas Iy IV presentan espectros asociados a nucleos activos las zonas II y III corresponden alas regiones adyacentes de estos nucleos que debido a su baja razon senal-ruido no serananalizadas en este trabajo la zona V corresponde a la zona intermedia debida a la fuertecomponente estelar presente en el espectro y finalmente la zona VI presenta un espectrocaracterıstico de una estrella identificada en la imagen fotografica que se utiliza comopatron de referencia figura 42

tecnica que define un continuo arbitrario sobre el cual es posible marcar el centro esperado de una lıneasobre un espectro esto permite adquirir los valores de λ centro de lınea FWHM ancho equivalente yflujo de las lıneas tanto de emision como de absorcion

41 REDUCCION 30 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

0

2eminus13

4eminus13

6eminus13

8eminus13

λ[Å]4000 5000 6000

Zona I

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

0

2eminus16

4eminus16

6eminus16

8eminus16

1eminus15

12eminus15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona II

(a) (b)

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

minus2eminus16

minus1eminus16

0

1eminus16

2eminus16

3eminus16

4eminus16

λ[Å]3000 4000 5000 6000 7000

Zona III

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

0

5eminus14

1eminus13

15eminus13

2eminus13

25eminus13

3eminus13

35eminus13

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona IV

(c) (d)

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

minus1eminus16

0

1eminus16

2eminus16

3eminus16

4eminus16

5eminus16

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona V

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

2eminus17

4eminus17

6eminus17

8eminus17

1eminus16

12eminus16

λ[Å]4000 5000 6000 7000

ZonaVI

(e) (f)

Figura 43 Espectros reducidos del visible para NGC6240 (a) Zona I (b) Zona II (c)Zona III (d) Zona IV (e) Zona V (f) Zona VI

41 REDUCCION 31 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

42 Caracterizacion

Los espectros de las zonas I y IV son caracterizados por los valores de λ centro de lıneaFWHM ancho equivalente y flujo de las lıneas de absorcion y emision los cuales se puedenobservar en las tablas 42 y 43 para cada zona respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259856 141934 121105 932365

He I lowast 3820000 38243220 240649 -368885 -331320

[Ne III] 3868760 38665283 196365 960760 849525

K-Ca II lowast 3933000 39298906 825863 -438132 -378235

H-Ca II lowast 3968000 39671277 970000 -270968 -230588

He I 4026000 40302915 870264 207639 172326

[S II] 4068600 40671338 613711 167254 136787

Fe II 4178862 41774009 188631 0157450 0123046

Hδ 4101740 41114917 365668 0608985 0489181

Hγ 4340471 43366045 920191 176589 128710

Hβ 4861300 48590737 156186 132648 538800

[O III] 4958900 49586538 303193 112192 394091

[ OIII] 5006840 50054878 217619 263052 856364

C-C lowast 5165000 51681416 204788 -181874 -0543207

Fe II 5197570 51986562 182212 770700 227194

Na-I(D) lowast 5892000 58881143 119381 -971280 -202980

[O I] 6300304 62998452 208984 297493 540325

[O I] 6363776 63638130 213094 886981 157329

[N II] 6548050 65467163 236476 372079 629095

Hα 6562819 65614551 236476 988640 172153

[N II] 6583460 65830864 236476 950283 194036

[S II] 6716440 67180718 184565 402939 743104

[S II] 6730810 67330210 184565 288223 514382lowast Lınea de absorcion

Cuadro 42 Lıneas identificadas en la Zona I de NGC6240

En la caracterizacion de las dos zonas sobresale una significativa emision de Hβ [OIII]5007A Hα y [NII] 6585A asociadas a la formacion estelar o actividad del nucleo galacticoTambien es posible observar la presencia de lıneas de emision de HeI [OI] en conjuntocon la serie de Balmer Ası mismo fue posible medir la lınea de emision [OII] en 3727Ajunto con las lıneas de H-Ca K-Ca

42 CARACTERIZACION 32 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3728815 37295811 139871 980735 752002

[Ne III] 3868760 38702319 202032 129640 988668

K-Ca II lowast 3933000 39331504 649803 -303453 -241752

H-Ca II lowast 3968000 39680195 689754 -287500 -234462

G-banda lowast 4301000 43048105 301566 -703450 -553622

Hγ 4340471 43404194 808685 104001 0771791

Hβ 4861300 48625376 157743 105704 477370

[O III] 4958900 49602510 204316 867190 374412

[O III] 5006840 50088350 156499 203541 858706

C-C lowast 5165000 51694761 221025 -478236 -186147

[O I] 6300304 62999092 223367 346819 593403

[O I] 6363776 63637612 260837 125170 209970

[N II] 6548050 65507192 180655 374786 791877

Hα 6562819 65663501 180655 788344 165570

[N II] 6583460 65867407 180655 101594 211693

[S II] 6716440 67188540 132432 320833 634206

[S II] 6730810 67328965 185795 414013 81368lowast Lınea de absorcion

Cuadro 43 Lıneas identificadas en la Zona IV de NGC6240

42 CARACTERIZACION 33 Marıa E Rojas A

CAPITULO 5

Espectroscopıa Sintetica

Ajustada la sintesis de poblacion estelar inherente al codigo Starlight se estudio la galaxiaNGC6240 y se obtuvieron propiedades fısicas tales como la composicion estelar a lo largode la historia de la formacion estelar de la galaxia bajo la biblioteca de Bruzual y Char-lot (2003) parametros cineticos como extincion por polvo AV y el vector de poblacionestelar en terminos de una fraccion de luz(xj) obtenidos con la interprestacion del porcen-taje de formacion estelar sintetica y las caracterısticas de las lıneas de absorcion obtenidas

51 Sıntesis espectral

Con el fin de encontrar la sintesis de la poblacion estelar de los dos nucleos del sistema encolision NGC6240 se ejecuto el codigo Starlight para las zonas en las que era posible vi-sualizar la regiones centrales de cada nucleo zonas I y IV Con estos espectros de entradase ejecutaron las combinaciones lineales de la base de Bruzual y Charlot (2003) para lasmetalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z individualmente con esto se identificaron laspoblaciones estelares que contribuıan en la reproduccion sintetica de cada zona Con baseen estos resultados parciales finalmente se construyo la base que mejor representa cadazona respectivamente Esta contiene 200 poblaciones estelares con edades entre 2 times 106

y 13times1010 anos resolucion de 3A en un rango de 3200A a 9500A con metalicidades de02Z 04Z 1Z y 25Z rutas evolutivas de Padova 1994 libreria STELIB y funcionmasa inicial de Chabrier (2003)

La busqueda del mejor ajuste entre el espectro de entrada y el espectro de salida se centroen disminuir al maximo el valor de la relacion [chi2Nleff ] la cual relaciona el valor delχ2 de cada valor de λ Otro valor que se tuvo en cuenta fue la desviacion media porcentual

34

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

de todos los pıxeles con relacion al espectro de entrada [adev( )] los mejores valores seregistraron en la tabla 51

Parametro Zona I Zona IV

[chi2Nleff ] 137545 113193

[adev( )] 638644 446156

Cuadro 51 Calidad del ajuste de Starlight

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

Figura 51 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral I de NGC6240 (trazo negro)

Los espectros de la formacion estelar logrados con este ajuste se muestran en las figuras51 y 52 en donde el trazo rojo representa la formacıon estelar asociada al espectro deentrada representado con el trazo negro de las zonas I y IV respectivamente

En estas figuras se puede observar una componente de absorcion sintetica por cada lıneade emision observada del espectro de entrada como es el caso de las lıneas en la longitudde onda de 3740A 3796A 3837A 3887A 3933A 3969A 4098A 4338A 4100A 4339A4860A 6548A las cuales corresponde a transiciones electronicas conocidas y definidas enel cuadro 11

51 SINTESIS ESPECTRAL 35 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

ObservadoSinteacutetico

Figura 52 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral IV de NGC6240 (trazo negro)

51 SINTESIS ESPECTRAL 36 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

52 Sustraccion espectral

Un vez definida la formacion estelar de cada una de la zonas espectrales se realizo unasustraccion de la formacion estelar asociada a cada zona con el fin de descontaminar elespectro de emision del nucleo activo filtrando ası un espectro de mejores caracterısticasel cual es posible observar en el trazo azul de las figuras 53 y 54

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 53 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral I de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral I de NGC6240 (negro)obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z(b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 37 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 54 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral VI de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral IV de NGC6240(negro) obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Zy 25Z (b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 38 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

53 Caracterizacion espectral

Cada uno de los espectros se caracterizo con la identificacion de todas las lıneas de emisionpresentes en ellas una vez realizada la sustraccion mediante un ajuste de tipo gaussianodefinido en un continuo aleatorio en el software LINER siendo posible obtener el centrode lınea el ancho total a la mitad de la altura (FWHM) y el flujo total visualizados enlas tablas 53 y 53 para las zonas I y IV respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259714 145056 273839 953139

H11 3770630 37686479 440904 425545 149716

H10 3797898 37960681 401993 326624 112110

H9 3835384 38334482 367421 376538 124836

[Ne III] 3868760 38685388 179806 168928 541474

K Ca-II lowast 3933000 39294148 131932 -206818 -623528

H Ca-II 3968000 39691155 446669 468596 135456

He I 4026000 40263750 264590 900988 244257

[S II] 4068600 40721025 240745 173767 446216

Hδ 4101740 40978579 169919 276703 688289

Hγ 4340471 43382275 130266 353231 612874

Hβ 4861300 48594336 151258 -677140 792772

[O III] 4958900 49571484 182238 -129678 227669

[O III] 5006840 50056445 189935 -360470 737521

Fe II 5197570 51990830 217043 -909013 291244

[O I] 6300304 62998164 236848 -365105 644235

[O I] 6363776 63634268 280102 -542065 239085

[NII] 6548050 65466426 250518 -330128 652055

Hα 6562819 65614375 250518 -114643 186725

[N II] 6583460 65836201 250518 -195511 214778

[S II] 6716440 67192485 222886 -472177 102774

[S II] 6730810 67358408 222886 -280570 502474lowast Lınea de absorcion

Cuadro 52 Lıneas de Emision Zona I de NGC6240

531 Clasificacion de NGC6240

Para clasificar a NGC6240 entre los tipos de nucleo activo descritos en la literatura seutilizo las razones de flujo para la ubicacion de este sistema en el diagrama BPT (Bald-win Phillips amp Terlevich 1981) descrito en Cid Fernandes et al (2010) como la mejorseparacion entre galaxias tipo Seyfert LINER y de formacion estelar fuerte mediante la

53 CARACTERIZACION ESPECTRAL 39 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[ O I] 3726032 37296033 143969 -221934 787713

[Ne III] 3868760 38706140 118089 -233171 399531

K Ca-II lowast 3933000 39330952 120923 341232 -383848

S II 4076349 40792864 693475 913706 854107

Hδ 4101742 41004019 936462 679737 301683

Fe II lowast 4303176 43052456 192020 -119689 -283858

Hγ 4340471 43394087 100879 155567 419237

Hβ 4861300 48617803 144197 -647377 680787

[O III] 4958900 49606152 172003 -194691 316305

[O III] 5006840 50090156 161854 -479744 914152

[O I] 6300304 63029087 178476 -155210 621454

[O I] 6363776 63667563 189027 334244 199334

[N II] 6548050 65512285 184697 -152528 896611

Hα 6562819 65665557 184697 -1004495E+06 173249

[N II ] 6583460 65869326 184697 711567 217207

[S II] 6716440 67182754 122346 -459232 516263

[S II] 6730810 67316655 212515 -152349 100130lowast Lınea de absorcion

Cuadro 53 Lıneas de Emision Zona IV de NGC6240

relacion de los flujos de las lıneas de emision de Hα Hβ [NII]λ6584 y [OIII]λ5007 enlog([NII]λ6584 Hα) y log([OIII]λ5007Hβ) que para el caso de la region VI es

log([NII]λ6584 Hα) =020

y

log([OIII]λ5007 Hβ) =-028

lo que ubica a NGC6240 en el diagrama BPT dentro de las galaxia tipo LINER en con-cordancia con el catalogo de Veron-Cetty de (2006)

54 Propiedades fısicas de NGC6240

Los parametros derivados del mejor modelo de la sıntesis permiten adicionalmente calcu-lar y encontrar algunas propiedades fısicas de la galaxia tabla 54 A partir de cada unode estos parametros fue posible asociar las siguientes propiedades

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 40 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Parametro Definicion Zona I Zona IV

[summinus of minus xj( )] Vector de poblacion estelar 9422336 9897032

[Miniminus tot] Fraccion de masa 846570E+02 706677E+03

[Mcor minus tot] Logaritmo de la masa estelar [M] 613714E+02 363687E+03

[v0minusmin(kms)] -11323 -13292

[vdminusmin(kms)] 4700 8439

[AV minusmin(mag)] Atenuacion del polvo [magnitud] -10000 -10000

Cuadro 54 Calidad del ajuste de Starlight

Zona OSP IPS YPS

I 0 176488 765745

IV 06582 355544 614753

Cuadro 55 Porcentaje de formacion estelar sintetica de NGC6240 poblacion estelar joven(YSPs) t le 0 1 Giga anos poblacion estelar con edad intermedia (ISP) 0 1 lt tISP le 2Giga anos la poblacion estelar con edad superior (OSP) 125 Giga ano Rodrıguez ZaurınJ et al (2008)

EdadLa interpretacion del termino [summinus of minus xj( )] vector poblacion xj discutido enla seccion 31 permitio clasificar la poblacion estelar sintetica en i poblacion estelarjoven (YSPs) con componentes estelares de edad t le 0 1 Giga ano ii poblacionestelar con edad intermedia (ISP) con componentes de edad entre 0 1 lt tISP le 2Giga ano y iii poblacion estelar con edad superior (OSP) con componentes de edadmayor que 12 5 Giga ano Rodrıguez Zaurın J et al (2008) Es entonces como alrealizar un tabulacion de este vector en la sıntesis de NGC6240 se puede concluirque mas del 60 de la poblacion estelar corresponde a poblacion estelar joven elporcentaje de cada componente segun la zona se especifica en la cuadro 55

MetalicidadEl porcentaje de las metalicidades empleadas para reproducir el sistema NGC6240fueron tabulados en el cuadro 56 Se puede concluir que existe una contribucion depoblacion estelar de tipo frıo K o M ya que la metalicidad de este tipo de poblacioneses aproximadamente cero mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para lazona IV pertenecen a poblaciones mas calientes de tipo espectral O y M

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 41 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Zona 02Z( ) 04Z( ) 1Z( ) 25Z( )

I 219 3618 5583 00002

IV 1289 4501 4105 0

Cuadro 56 Porcentaje de la metalicidad media en la sıntesis de NGC6240

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 42 Marıa E Rojas A

CAPITULO 6

Conclusiones

Del mapeo de la galaxia NGC 6240 se logro extraer un espectro de buenas caracte-rısticas correspondiente a las zonas I y IV las cuales responden a las zonas espacialesde los nucleos de la galaxia mientras que para las demas zonas es necesario aunrealizar algunas reducciones con mayor detalle para lograr ası eliminar el alto ruidopresente en los espectros

Sobre los espectros espacialmente definidos se realizo una extraccion que permitioidentificar las lıneas de emision y absorcion presente en la zonas I y IV

Con base en la combinacion de las bases de poblaciones estelares de Bruzual GCharlot S (2003) se construyo un espectro sintetico de buenas caracterısticas conla ejecucion de Spectral Synthesis Code -Starlight Cid Fernandes R (2005) en laszonas I y IV

Se realizo una sustraccion entre el espectro observado y el espectro sintetico a fin deeliminar la componente de absorcion asociada con la formacion estelar reproducidacon el espectro sintetico obtenido dando origen a una tabla de flujos reales de lıneasde emision que no habıan sido posible medir debido a la superposicion de las lıneasde absorcion asociadas a la actividad de formacion estelar de la galaxia huesped

La poblacion estelar presente en el espectro sintetico de NGC 6240 segun la literaturade Rodrıguez Zaurın J (2008) es una poblacion estelar joven con edades entret le 0 1 Giga ano con un porcentaje del 765745 en la zona I y 614753 enla zona IV La poblacion estelar con edad intermedia entre 0 1 lt tISP le 2 Gigaano presentan un porcentaje mas bajo del 176488 y 355544 en las zonas I yIV respectivamente Mientras que la poblacion estelar mayor de 125 Giga ano notienen asociado ningun porcentaje en la contribucion del espectro sintetico

43

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Existe una poca contribucion de poblacion estelar de tipo frıo K o M en NGC6240ya que la metalicidad de este tipo de poblaciones es aproximadamente cero en lasıntesis espectral mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para la zona IVpertenecen a poblaciones jovenes de tipo espectral O y M

44 Marıa E Rojas A

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BIBLIOGRAFIA 50 Marıa E Rojas A

CAPITULO 7

Anexos

SSP Edad [anos] Z Mstar

bc2003-hr-m42-chab-ssp-032spec 000174e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-034spec 000191e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-051spec 000417e9 000400 09666

bc2003-hr-m42-chab-ssp-052spec 000437e9 000400 09622

bc2003-hr-m42-chab-ssp-053spec 000457e9 000400 09579

bc2003-hr-m42-chab-ssp-054spec 000479e9 000400 09534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-055spec 000501e9 000400 09488

bc2003-hr-m42-chab-ssp-070spec 001000e9 000400 08862

bc2003-hr-m42-chab-ssp-073spec 001148e9 000400 08752

bc2003-hr-m42-chab-ssp-074spec 001202e9 000400 08716

bc2003-hr-m42-chab-ssp-075spec 001259e9 000400 08680

bc2003-hr-m42-chab-ssp-076spec 001318e9 000400 08644

bc2003-hr-m42-chab-ssp-077spec 001380e9 000400 08608

bc2003-hr-m42-chab-ssp-078spec 001445e9 000400 08571

bc2003-hr-m42-chab-ssp-079spec 001514e9 000400 08534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-080spec 001585e9 000400 08501

bc2003-hr-m42-chab-ssp-081spec 001660e9 000400 08469

bc2003-hr-m42-chab-ssp-082spec 001738e9 000400 08436

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51

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m42-chab-ssp-084spec 001905e9 000400 08369

bc2003-hr-m42-chab-ssp-087spec 002188e9 000400 08269

bc2003-hr-m42-chab-ssp-088spec 002291e9 000400 08237

bc2003-hr-m42-chab-ssp-112spec 006405e9 000400 07525

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bc2003-hr-m42-chab-ssp-114spec 008064e9 000400 07366

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bc2003-hr-m42-chab-ssp-116spec 010152e9 000400 07207

bc2003-hr-m42-chab-ssp-117spec 011391e9 000400 07130

bc2003-hr-m42-chab-ssp-118spec 012780e9 000400 07064

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bc2003-hr-m42-chab-ssp-120spec 016090e9 000400 06930

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bc2003-hr-m42-chab-ssp-122spec 020256e9 000400 06800

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bc2003-hr-m42-chab-ssp-126spec 032103e9 000400 06550

bc2003-hr-m42-chab-ssp-127spec 036020e9 000400 06486

bc2003-hr-m42-chab-ssp-128spec 040415e9 000400 06427

bc2003-hr-m42-chab-ssp-129spec 045347e9 000400 06370

bc2003-hr-m42-chab-ssp-130spec 050880e9 000400 06313

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bc2003-hr-m42-chab-ssp-132spec 064054e9 000400 06197

bc2003-hr-m42-chab-ssp-133spec 071870e9 000400 06140

bc2003-hr-m42-chab-ssp-134spec 080640e9 000400 06082

bc2003-hr-m42-chab-ssp-135spec 090479e9 000400 06024

bc2003-hr-m42-chab-ssp-201spec 1500000e9 000400 04919

bc2003-hr-m42-chab-ssp-204spec 1575000e9 000400 04915

bc2003-hr-m42-chab-ssp-214spec 1825000e9 000400 04875

bc2003-hr-m42-chab-ssp-218spec 1925000e9 000400 04872

bc2003-hr-m52-chab-ssp-031spec 000166e9 000800 10000

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52 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-032spec 000174e9 000800 10000

bc2003-hr-m52-chab-ssp-034spec 000191e9 000800 10000

bc2003-hr-m52-chab-ssp-051spec 000417e9 000800 09645

bc2003-hr-m52-chab-ssp-052spec 000437e9 000800 09599

bc2003-hr-m52-chab-ssp-054spec 000479e9 000800 09496

bc2003-hr-m52-chab-ssp-055spec 000501e9 000800 09443

bc2003-hr-m52-chab-ssp-070spec 001000e9 000800 08827

bc2003-hr-m52-chab-ssp-073spec 001148e9 000800 08725

bc2003-hr-m52-chab-ssp-074spec 001202e9 000800 08691

bc2003-hr-m52-chab-ssp-075spec 001259e9 000800 08657

bc2003-hr-m52-chab-ssp-076spec 001318e9 000800 08622

bc2003-hr-m52-chab-ssp-077spec 001380e9 000800 08587

bc2003-hr-m52-chab-ssp-078spec 001445e9 000800 08552

bc2003-hr-m52-chab-ssp-079spec 001514e9 000800 08517

bc2003-hr-m52-chab-ssp-080spec 001585e9 000800 08485

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bc2003-hr-m52-chab-ssp-084spec 001905e9 000800 08354

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bc2003-hr-m52-chab-ssp-112spec 006405e9 000800 07527

bc2003-hr-m52-chab-ssp-113spec 007187e9 000800 07451

bc2003-hr-m52-chab-ssp-114spec 008064e9 000800 07376

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bc2003-hr-m52-chab-ssp-122spec 020256e9 000800 06838

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53 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-123spec 022727e9 000800 06781

bc2003-hr-m52-chab-ssp-124spec 025500e9 000800 06723

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bc2003-hr-m52-chab-ssp-135spec 090479e9 000800 06086

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bc2003-hr-m52-chab-ssp-218spec 1925000e9 000800 04882

bc2003-hr-m62-chab-ssp-031spec 000166e9 002000 10000

bc2003-hr-m62-chab-ssp-032spec 000174e9 002000 10000

bc2003-hr-m62-chab-ssp-034spec 000191e9 002000 09996

bc2003-hr-m62-chab-ssp-051spec 000417e9 002000 09535

bc2003-hr-m62-chab-ssp-052spec 000437e9 002000 09482

bc2003-hr-m62-chab-ssp-054spec 000479e9 002000 09384

bc2003-hr-m62-chab-ssp-055spec 000501e9 002000 09342

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bc2003-hr-m62-chab-ssp-071spec 001047e9 002000 08716

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bc2003-hr-m62-chab-ssp-073spec 001148e9 002000 08644

bc2003-hr-m62-chab-ssp-074spec 001202e9 002000 08608

bc2003-hr-m62-chab-ssp-075spec 001259e9 002000 08572

bc2003-hr-m62-chab-ssp-076spec 001318e9 002000 08535

bc2003-hr-m62-chab-ssp-077spec 001380e9 002000 08503

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54 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-078spec 001445e9 002000 08472

bc2003-hr-m62-chab-ssp-079spec 001514e9 002000 08440

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bc2003-hr-m62-chab-ssp-082spec 001738e9 002000 08342

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bc2003-hr-m62-chab-ssp-201spec 1500000e9 002000 04999

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55 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-204spec 1575000e9 002000 04991

bc2003-hr-m62-chab-ssp-214spec 1825000e9 002000 04946

bc2003-hr-m62-chab-ssp-218spec 1925000e9 002000 04941

bc2003-hr-m72-chab-ssp-031spec 000166e9 005000 09918

bc2003-hr-m72-chab-ssp-032spec 000174e9 005000 09933

bc2003-hr-m72-chab-ssp-034spec 000191e9 005000 09890

bc2003-hr-m72-chab-ssp-051spec 000417e9 005000 09299

bc2003-hr-m72-chab-ssp-052spec 000437e9 005000 09260

bc2003-hr-m72-chab-ssp-054spec 000479e9 005000 09186

bc2003-hr-m72-chab-ssp-055spec 000501e9 005000 09147

bc2003-hr-m72-chab-ssp-070spec 001000e9 005000 08524

bc2003-hr-m72-chab-ssp-071spec 001047e9 005000 08491

bc2003-hr-m72-chab-ssp-072spec 001096e9 005000 08459

bc2003-hr-m72-chab-ssp-073spec 001148e9 005000 08427

bc2003-hr-m72-chab-ssp-074spec 001202e9 005000 08393

bc2003-hr-m72-chab-ssp-075spec 001259e9 005000 08360

bc2003-hr-m72-chab-ssp-076spec 001318e9 005000 08326

bc2003-hr-m72-chab-ssp-077spec 001380e9 005000 08292

bc2003-hr-m72-chab-ssp-078spec 001445e9 005000 08262

bc2003-hr-m72-chab-ssp-079spec 001514e9 005000 08233

bc2003-hr-m72-chab-ssp-081spec 001660e9 005000 08174

bc2003-hr-m72-chab-ssp-082spec 001738e9 005000 08143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-084spec 001905e9 005000 08081

bc2003-hr-m72-chab-ssp-087spec 002188e9 005000 07990

bc2003-hr-m72-chab-ssp-088spec 002291e9 005000 07958

bc2003-hr-m72-chab-ssp-112spec 006405e9 005000 07345

bc2003-hr-m72-chab-ssp-113spec 007187e9 005000 07278

bc2003-hr-m72-chab-ssp-114spec 008064e9 005000 07211

bc2003-hr-m72-chab-ssp-115spec 009048e9 005000 07144

bc2003-hr-m72-chab-ssp-116spec 010152e9 005000 07092

bc2003-hr-m72-chab-ssp-117spec 011391e9 005000 07039

bc2003-hr-m72-chab-ssp-118spec 012780e9 005000 06985

Continua en la pagina siguiente

56 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m72-chab-ssp-119spec 014340e9 005000 06930

bc2003-hr-m72-chab-ssp-120spec 016090e9 005000 06876

bc2003-hr-m72-chab-ssp-121spec 018053e9 005000 06823

bc2003-hr-m72-chab-ssp-122spec 020256e9 005000 06771

bc2003-hr-m72-chab-ssp-123spec 022727e9 005000 06720

bc2003-hr-m72-chab-ssp-124spec 025500e9 005000 06669

bc2003-hr-m72-chab-ssp-125spec 028612e9 005000 06618

bc2003-hr-m72-chab-ssp-126spec 032103e9 005000 06566

bc2003-hr-m72-chab-ssp-127spec 036020e9 005000 06514

bc2003-hr-m72-chab-ssp-128spec 040415e9 005000 06461

bc2003-hr-m72-chab-ssp-129spec 045347e9 005000 06410

bc2003-hr-m72-chab-ssp-130spec 050880e9 005000 06356

bc2003-hr-m72-chab-ssp-131spec 057088e9 005000 06302

bc2003-hr-m72-chab-ssp-132spec 064054e9 005000 06253

bc2003-hr-m72-chab-ssp-133spec 071870e9 005000 06196

bc2003-hr-m72-chab-ssp-134spec 080640e9 005000 06143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-135spec 090479e9 005000 06088

bc2003-hr-m72-chab-ssp-201spec 1500000e9 005000 04972

bc2003-hr-m72-chab-ssp-204spec 1575000e9 005000 04960

bc2003-hr-m72-chab-ssp-214spec 1825000e9 005000 04924

bc2003-hr-m72-chab-ssp-218spec 1925000e9 005000 04908

Cuadro 71 Base N

57 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

3416 3436 [Ne v] 34260

3718 3735 [O II] 37260

3720 3737 [O II] 37288

3796 3802 H10 37979

3833 3841 H90 38354

3862 3871 [Ne III] 38691

3882 3891 H8 HeI 38890

3961 3973 [Ne III] 39678

3961 3974 Hε 39701

4024 4030 He I 40262

4067 4070 [S II] 40686

4095 4107 Hδ 41017

4332 4346 Hγ 43405

4469 4475 He I 44715

4854 4868 Hβ 48613

4947 4968 [O III] 49589

4998 5019 [O III] 50068

5009 5022 He I 50157

5156 5164 [Fe VII] 51584

5193 5202 [N I] 51991

5267 5274 [Fe III] 52704

5868 5883 He I 58756

6296 6303 [O I] 63003

6303 6315 [S III] 63121

6355 6372 [O I] 63638

6538 6591 [N II] 65480

6547 6576 Hα 65628

6575 6591 [N II] 65835

6667 6681 He I 66782

6710 6743 [S II] 67164

6718 6743 [S II] 67308

7061 7072 He I 70652

Continua en la pagina siguiente

58 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

7125 7142 [Ar III] 71358

7315 7329 [O II] 73195

7320 7335 [O II] 73302

6845 6945 BC03 lowastlowast7165 7210 BC03 lowastlowast7550 7725 BC03 lowastlowast5880 5906 NaD 5890 lowast lowast lowast9059 9079 [S III] 90690

lowast Lınea de emision

lowastlowast Region en la problematica Bruzual y Charlot (2003)

lowast lowast lowast Absorcion del medio interestelar en 5896A

Cuadro 72 Mascara General desarrollada por NataliaVale Asari (2005) para Starlight

59 Marıa E Rojas A

  • Acroacutenimos
  • Introduccioacuten
  • Fundamentos de Espectroscopiacutea
    • Fundamentos
    • Espectros Astrofiacutesicos
    • Nuacutecleos Activos de Galaxias
      • Sistema NGC6240
      • Sistema NGC6240
      • Coacutedigo de Siacutentesis Espectral
        • Modelo Fiacutesico - Matemaacutetico
        • Modelo Computacional
        • Bases Espectrales
          • Construccioacuten de una Poblacioacuten Estelar Simple (SSPs)
          • Modelos de Poblaciones Estelares Simples
              • Extraccioacuten y Anaacutelisis de Espectros
                • Reduccioacuten
                • Caracterizacioacuten
                  • Espectroscopiacutea Sinteacutetica
                    • Siacutentesis espectral
                    • Sustraccioacuten espectral
                    • Caracterizacioacuten espectral
                      • Clasificacioacuten de NGC6240
                        • Propiedades fiacutesicas de NGC6240
                          • Conclusiones
                            • Bibliografiacutea
                              • Anexos
Page 16: Espectroscop a estelar sint etica, aplicaciones astrof sicas · con modelos estelares que siguen una l nea de tiempo, producidos por la combinacion de bibliotecas de evolucion estelar,

CAPITULO 1

Fundamentos de Espectroscopıa

La constante agitacion de los atomos y moleculas al interior de materia que se encuentraa una temperatura superior a 3K ocasiona que esta emita radiacion termica ası cuandoun cuerpo se encuentra a una temperatura mayor que la temperatura de su entorno estese enfriara muy rapido debido a que la energıa de emision (del cuerpo) es mayor que laenergıa de absorcion (su entorno) este proceso ocurre hasta que se alcanza el equilibriotermico con el medio La radiacion emitida se puede analizar mediante el uso de un es-pectrometro el cual permite estimar la temperatura de un cuerpo y la composicion defrecuencias de la radiacion termica emitida Esta tecnica se denomina espectrometrıa

La informacion que se obtiene del estudio espectroscopico permite clasificar los cuerpossegun las caracterısticas de la emision que recibe un receptor en la direccion de observa-cion En la figura 11 se puede observar que a medida que el espectro descrito en la ley decuerpo negro de Planck viaja por el medio se presentan alteraciones en su forma segunla direccion de observacion es ası como para un observador A el continuo que provienede un objeto al atravesar un medio de menor temperatura presenta una disminucion enla intensisdad de la radiacion en la longitud de onda asociada a la transicion electronicagenerando lo que se conoce como lınea de absorcion mientras que un observador en ladireccion B recibe una intensidad de radiacion en una longitud de onda especıfica aso-ciada a una transicion electronica debida a la emision de un foton reflejado en lo que seconoce como lınea de emision Ambos procesos permiten interpretar las caracterısticasdel elemento quımico que se encuentra en el medio atmosfera o nube interestelar

En el presente capıtulo se presenta una breve revision de los conceptos inherentes a laespectroscopıa observacional

6

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

En+1

En

I()

I()

I()

Estrella A

B

Figura 11 Representacion de los procesos de emision y absorcion

11 Fundamentos

Espectro Continuo Representa la intensidad de radiacion de un cuerpo con relaciona la longitud de onda El comportamiento de la radiacion fue descrito por Plancken 1900 como la radiacion de cuerpo negro

ρT (ν)dν =8πν2

c3

ehνκT minus 1 (11)

donde ρT (ν) es el numero de fotones por unidad de volumen existente entre lafrecuencia ν y ν + dν h es la constante de Planck h = 663 times 10minus34 Jtimess κ laconstante de Boltzmann κ = 1 38 times 10minus23JK ν la frecuencia y T la temperaturaabsoluta y c la velocidad de la luz

En esta descripcion la energıa esta cuantizada es decir los atomos y las moleculassolo pueden tener unidades discretas de energıa E = hν y cada valor de energıarepresenta un estado cuantico diferente Atomos y moleculas emiten o absorbenenergıa en paquetes discretos tambien llamados fotones los cuales son emitidoscuando cambian de estado cuantico

Transicion electronica Proceso responsable del cambio de estado cuantico de unatomo o molecula El estado cuantico mas bajo puede ser el fundamental y losestados cuanticos altos los estados excitados Entonces una transicion electronica

11 FUNDAMENTOS 7 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

de un estado cuantico menor a un estado mayor esta asociado a una absorcionde un foton que produce la lınea de absorcion sobre el continuo Sin embargo elestado de excitacion por lo general es de corta duracion produciendo una transicionelectronica en sentido contrario de un estado cuantico mayor a uno de estado menorproduciendo la emision de un foton asociada a la desexcitacion y vista con una lıneade emision en una direccion arbitraria figura 12

Estados excitados

Estado Fundamental

Absorcioacuten

E

Emisioacuten

Figura 12 Transiciones entre los niveles de energıa

Perfil de Lınea Es el nombre que recibe la lınea espectral que observacionalmen-te no es infinitamente delgada sino que presenta un ensanchamiento que fısica ymatematicamente se explica a partir de

1 Ensanchamiento natural relacionado con el principio de incertidumbre de Hei-senberg ∆E∆t = ~ donde ~ es la simplificacion de h

2πsiendo h la contante de

PlanckEl Ensanchamiento natural es la medida de la energıa correspondiente a unatransicion en un tiempo t Matematicamente se expresa como

∆λ asymp λ2

2πc

(1

∆ti+

1

∆ti

) (12)

donde el diferencial energıa es Efoton = hcλ siendo c la velocidad de la luz

se considera del orden de 10minus6A

11 FUNDAMENTOS 8 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

2 Ensanchamiento Doppler debido a que en la nube de gas algunos atomos sealejan y otros se acercan al observador la contribucion total de radiacion sepuede desplazar al rojo y al azul como consecuencia del movimiento del gas enrotacion y se conoce como corrimiento al rojo (y al azul) z definido ası

z =λobservada minus λemitida

λemitida=

∆λ

λemitida= plusmn|vr|

c

donde vr es la velocidad radial en terminos de la velocidad mas probable en ladistribucion de Maxwell- Boltzman asociada a la temperatura local (T ) como

vr =

radic2κT

m

siendo κ la constante de Boltzmann y m la masa Por tanto el ancho de la lınease ve ensanchado matematicamen ası

∆λ =2λemitida

c

radic2κT

m (13)

3 Ensanchamiento colisional asociado a la interaccion de los atomos que se en-cuentran sometidos a altas presiones donde los niveles energeticos son altera-dos por los iones o electrones del ambiente ampliando la lınea debido a la altaprobabilidad de choque con atomos adyacentes Tal ensanchado esta dado por

∆λ =λ2

c

ησ

π

radic2κT

m (14)

donde 1ησ

es trayectoria libre media para colisiones

Entonces una transicion electronica se presenta en un intervalo de frecuenciasν = ∆E

h donde la intensidad de radiacion varıa en la vecindad de una frecuen-

cia central ν0 y se describe a traves de una funcion de probabilidad medianteun perfil de Lorentz o un perfil Gaussiano figura 13

Ancho equivalente (Wλ) es el ancho medido en A de una caja rectangular quecontiene un area igual a la contenida por un perfil de lınea espectral o el areamedida entre el nivel del continuo normalizado a la unidad con referencia cero

Wλ =

intfo(λ)minus fc(λ)

fc(λ)dλ (15)

donde fc(λ) es el flujo del continuo y fo(λ) es el flujo observado medido en A (figura14)

11 FUNDAMENTOS 9 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

F (υ)υο

Inte

nsid

ad d

e ra

diac

ioacuten

φ(υ)

Perfil de Lorentz

Perfil Gaussiano

Figura 13 Representacion grafica de un perfil de lınea

Ancho total a la mitad de la altura (FWHM por sus siglas en ingles) es el anchomedido a la mitad de la altura entre el continuo y el maximo del perfil de lınea y semiden en en A figura 14

Flujo Instantaneo es la energıa por unidad de tiempo que atraviesa un area dSobtenida al integrar la densidad de flujo espectral en todas las frecuencias posibles

F =

int π2

0

int 2π

0

I cos θ sen θdθdφ = πI (16)

siendo I la intensidad total emitida uniformemente en todas las direcciones Unaunidad de medida son los Janskys (10minus26 W mminus2 Hzminus1)

Luminosidad Se define como la energıa por unidad de tiempo emitida por una fuenteluminosa en todas las direcciones es decir en un angulo solido de 4π esteroradianesEn una radiacion isotropica la luminosidad se expresa como

L = 4πR2F (17)

donde F es la densidad de flujo que pasa a traves de una superficie que rodea lafuente luminosa a una distancia R por segundo su unidad de medida son ergs sminus1El termino 4π R2 corresponde al area superficial de la fuente luminosa obtenida dederivar el volumen de la esfera con respecto al radio

11 FUNDAMENTOS 10 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

FWHM

F2

F

120582[Å] 0

119865120582

W

0

FWHM

Figura 14 Representacion grafica de FWHM (Ancho total a la mitad de la altura porsus siglas en ingles)

Luminosidad Especıfica es la energıa en una frecuencia ν emitida por una fuentepor segundo

Lν = 4πR2Fν (18)

12 Espectros Astrofısicos

El espectro de una estrella o una galaxia contiene un continuo proveniente de la fuente yun espectro de lıneas superpuesta sobre el proveniente de las nubes en la vecindad de lafuente Todas las caracterısticas fısicas de estas nubes se adquieren con la interpretacionde las propiedades de las lıneas En el cuadro 11 se encuentran registradas las lıneas deemision y absorcion mas reportadas en la literatura con sus longitudes de onda especıficasen ellas sobresalen las lıneas de hidrogeno (serie de Balmer) lıneas de helio neutro lıneasde hierro doblete hidrogeno lınea de calcio ionizado (K) y la lınea del calcio neutro entreotras

En la figura 15 se observa el espectro de la galaxia NGC224 catalogada como una ga-laxia normal (Peimbert M amp Torres-Peimbert S 1981 Shuder J M Osterbrock DE1981 y Filippenko A V amp Sargent W L W 1988) en donde es posible encontrarlıneas anchas en las lıneas de Hα y Hβ asociadas a la alta velocidad del gas de la zonacentral

12 ESPECTROS ASTROFISICOS 11 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ [A] Lınea λ [A]

[O II] 3726032 [O III] 4958900

He I 3820000 [O III] 5006840

[NeIII] 3868760 C-C 5165000

K Ca-II 3933000 Fe II 5197570

H Ca-II 3968000 [O I] 6300304

HeI 4026000 [O I] 6363776

[S II] 4068600 [N II] 6548050

Fe II 4178862 Hα 6562819

Hδ 4101740 [N II] 6583460

Hγ 4340471 [S II] 6716440

Hβ 4861300 [S II] 6730810

Cuadro 11 Lıneas de absorcion y emision reportadas en la literatura

13 Nucleos Activos de Galaxias

Las galaxias con un nucleo activo (AGNs por sus siglas en ingles) son aquellas galaxiasque contienen una fuente central muy compacta altamente luminosa y emisoras de uncontinuo de gran cantidad de energıa y la presencia de intensas lıneas de emision El mode-lo que mejor describe las caracterısticas observadas en los AGNs es el Modelo Unificadoen donde se plantea que cada AGN contiene un agujero negro supermasivo en la regıoncentral (M amp 109M) y un disco de acrecion fuente del intenso continuo radiado Masdistante existe una region a la cual se le asocia la emision de lıneas denominada region delıneas anchas (BLR con vFWHM gt 100Kms) y mas distante una region de lınea delgadas(NLR con vFWHM lt 100Kms) rodeando un toro oscurecedor

Existen diferentes tipos de AGNs debido al registro de emision entre los que sobresalen

Galaxias Seyfert Objetos que presentan un nucleo brillante con lıneas de emisionproducidas por atomos en un amplio rango de ionizacion Un analisis espectral per-mitio categorizar estos AGNs en dos tipos Seyfert tipo 1 en donde se observan lıneasde emision anchas y Seyfert tipo 2 en donde se observan lıneas de emision estrechasestas galaxias se identifican segun la orientacion de observacion

Quasars AGNs que debido a sus distancias se observan como objetos muy brillantescon halos difusos estas son galaxias tıpicas en los primeros estadıos del universoaunque se encuentren tambien en el universo local

13 NUCLEOS ACTIVOS DE GALAXIAS 12 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

F λ[1

0-14

cm-2s-

1 Å-1]

0

2

4

6

8

λ[Å]3500 4000 4500 5000 5500

NGC224

Figura 15 Galaxia normal NGC224 fuente NED

LINERs (del ingles Low-Ionization Nuclear Emission-line Region) estas galaxiasson de baja luminosidad y sus espectros se asemejan a una tıpica galaxia Seyfert 2

En la figura 16 se presenta un espectro caracterıstico de un nucleo activo en el se puedeobservar que el continuo no responde a la ley de cuerpo negro y que ademas la intensidadde las lıneas de emision es superior a la intensidad de las lıneas de absorcion

F λ[1

0-17

cm-2s-

1 Å-1]

0

500

1000

1500

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Mkr699

Figura 16 Galaxia con nucleo activo MRK 0699 fuente SDSS

En algunas galaxias con nucleos activos tambien es posible encontrar intensa formacionestelar en la vecindad del AGN o en los brazos de la estructura huesped Esta actividadde formacion incrementa la emision en el infrarojo de manera que tambien se puedenclasificar como

13 NUCLEOS ACTIVOS DE GALAXIAS 13 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

LIRGs Galaxias Luminosas en el Infrarrojo (por su siglas en ingles Luminous In-frared Galaxies) con luminosidades L sim 1011L

ULIRGs Galaxias Ultra Luminosas en el Infrarrojo (por su siglas en ingles UltraLuminous Infrared Galaxies) presentan luminosidades L gt 1012L

Starburst galaxias que presentan una tasa de formacion estelar muy alta en un cortoperiodo de tiempo de la galaxia

13 NUCLEOS ACTIVOS DE GALAXIAS 14 Marıa E Rojas A

CAPITULO 2

Sistema NGC6240

NGC6240 (IC4625 UGC10592 MCG00-43-004 VV617 Psk1650+024) es un par inte-ractuante entre una galaxia elıptica y una galaxia ultraluminosa (IRAS 16504 0228)Fosbury amp Wall (1979) con dos nucleos en la region central Fried amp Schulz H (1983)Se encuentra a una distancia de 98 Mpc con ascension recta en 16h 52m 589s y declina-cion +02 24

prime03

primeprime desplazandose con una velocidad promedio de 7339 km sminus1

La morfologıa del sistema presenta una alteracion debida a la interaccion sin embargoSchulz et al (1993) detecta por primera vez la presencia de dos nucleos en la region cen-tral que segun las imagenes en el rojo de Dopita M A et al (2002) presentan fuertescolas de marea asociadas a la fusion hecho que llevo a catalogarla como un sistema demorfologıa compleja Observaciones en el optico han establecido que la separacion entrelos dos nucleos es de aproximadamente 16

primeprime(08 kpc) (Scoville NZ et al 2000) en

sentido norte-sur siendo el nucleo sur el mas brillante mientras que observaciones enradio calculan una separacion de 14

primeprime (Carral Turner amp Ho 1990) con una velocidad

de dispersion entre ellos de 229 km s minus1 (Tecza et al 2000 Genzel et al 2001)

El sistema NGC6240 posee una metalicidad aproximada de una decima solar (Oliva ampOriglia 1998) y es una fuente infrarroja ultraluminosa en donde el 99 de la lumino-sidad es bolometrica en el infrarrojo (Wright et al 1984 Soifer et al 1984) con unaluminosidad aproximada de 3 5times 1011 L (Yun amp Carilli 2002) de donde se estima queen un 50 a 75 es proveniente de un starburst (Genzel et al 1998 Rigopoulou etal 1999 Laurent et al 2000 Lutz et al 2003) mientras que el restante 25 o 50 proviene de la luminosidad del nucleo activo (Komossa et al 2003 Iwasawa amp Comastri1998 Vignati et al 1999 Iwasawa 1999 Matt 1999) derivado de los analisis en rayos Xen la lınea de emision de FeK a 64 keV para ambos nucleos y en la emision del continuo

15

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

a 100 keV

Un analisis del espectro en el optico muestra una fuerte emision en la lınea de [O III]y una debil emision en la lınea [O II] en el nucleo sur que se contrasta con una debilemision en la lınea [O III] y una fuerte emision en la lınea de [O II] del nucleo norteBarbieri C et al (1993) El espectro de NGC 6240 se destaca ademas por la relacionentre la lıneas de emision del hidrogeno molecular y la emision de [Fe II] en 164 micras(Becklin et al 1984 Rieke et al 1985 DePoy et al 1986) siendo la emision de Hα masfuerte al noroeste de la galaxia en contraste con la emision en el rojo al norte y al oestedel sistema El continuo puede ser descrito por modelos de absorcion con una instensidadaproximada de 650 mJy (Van Driel Wet al (2000)) debida a la emision nuclear directa(Vignati et al 1999 Netzer et al 1998)

Los estudios en el optico muestran que la emision de Hα se puede ver afectadas por laabsorcion asociada a la formacion estelar este hecho se refleja en la clasificacion paraeste sistema dentro de la taxonomıa de las galaxias activas ya que que su espectro sepuede clasificar como el de una galaxia con una region nuclear emisora de baja ionizacion(LINER) o Seyfert 2 (Kewley et al 2001 Goldader et al 1997a 1997b Kim et al 1995Veilleux et al 1995)

Existen varios estudios espectroscopicos del infrarrojo (IR) en la literatura (Doyon et al1994 Lester et al 1994) que muestran diferencias en la naturaleza de la poblacion estelarse considera que la poblacion estelar joven es la dominante del sistema Oliva et al (1999)

Otros estudios reportan poca actividad de H2O (Braatz et al 1997) sin embargo se con-firma la presencia de un perfil de absorcion en OH Baan et al (1985 1992) en dondealrededor de la mitad del flujo se concentra en una gruesa estructura de disco ubicadaentre el IR y el radio con una velocidad de 800 km sminus1 y un ancho total de lınea de 1400km sminus1 que revelan la complejidad de la dinamica de gases en este sistema debida a lagran perdida de masa que se aproxima a 500 M anominus1

Las recientes observaciones de NGC6240 realizado por el Satelite Chandra permitieroninvestigar el difuso halo galactico gracias a la emision de rayos X blandos en una regionde 110 times 80 kpc donde el gas tiene una temperatura aproximada de 75 millones deKelvin con una densidad estimada de 25 times 10minus3cmminus3 una masa total de 1010M unaluminosidad de 4 times 1041erg sminus1 y una metalicidad menor a 0 1Z Un analisis espectralespacialmente resuelto revela variaciones en la emision en Hα lo que implica un enri-quecimiento uniforme por parte de las supernovas de tipo II La evidencia observacionalapunta al aumento de la formacion de estrellas dentro de una gran abundancia de gasEmanuele Nardiniet al (2013)

16 Marıa E Rojas A

CAPITULO 3

Codigo de Sıntesis Espectral

Los astronomos han desarrollado algunos metodos para obtener informacion sobre la com-posicion de las estrellas y galaxias Uno de ellos es el analisis e interpretacion de los estadoselectronicos de los iones atomos y moleculas de las atmosferas de las estrellas y medio in-terestelar pertenecientes a una galaxia los cuales son reproducidos matematicamente a finde obtener espectros integrados que reconstruyen el espectro sintetico de la galaxia Hoyse tienen dos escuelas que describen la llamada sıntesis de poblacion estelar Evolutiva ySemi-empirıca En la primera escuela la sıntesis se obtiene al reproducir un biblioteca deespectros a partir de condiciones fısicas hipoteticas como historia de formacion estelarevolucion quımica y funcion de masa inicial sin embargo hay incertidumbre sobre las con-diciones fısicas reales de cada biblioteca En la segunda escuela la sıntesis es el resultadode una combinacion lineal de espectros de estrellas yo aglomerados con incertidumbre enla capacidad de las bases estelares para reproducir las condiciones diversas de las galaxiasGomes (2005)

El Dr Roberto Cid Fernandes desarrollo en 2005 un codigo de sıntesis mediante el al-goritmo Metropolis-Markov llamado Starlight Spectral Synthesis Code -Starlight el cualcombina linealmente elementos de bases estelares construidas a partir de observaciones yelementos de bases de poblaciones estelares simples teoricas con edad metalicidad y masadesarrolladas por Bruzual amp Charlot (2003) En este capıtulo se presenta la configuracionde las propiedades fısicas matematicas y computacionales del codigo Starlight

17

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

31 Modelo Fısico - Matematico

En la sıntesis espectral el espectro de una galaxia se compone de una combinacion linealde espectros de poblaciones estelares dentro de un espacio finito ξN con N componentesy elementos Lj(λ) (j = 1 N) Cada Lj es un espectro que depende de la poblacionestelar en un intervalo de longitud de onda λ La ecuacion principal del modelo de sıntesisespectral es

M(λ) =Nsumj=1

xjLj(λ) (31)

donde xj es el coeficiente de expansion y M(λ) es el espectro modelado de salida Laecuacion 31 puede expresarse como

M(λ)

M(λ0)=

Nsumj=1

xj

(Lj(λ)

Lj(λ0)

) (32)

donde se introduce la condicion de normalizacionsumN

j=1 xj = 1 que se cumplira en lalongitud de onda λ0 Ademas es posible interpretar que

M(λ) es el espectro modelo de prueba que a diferencia del espectro observado O(λ)puede consistir de unicamente lıneas de absorcion y un continuo

λ0 es la longitud de onda normalizada M(λ0) y Lj(λ0) son los valores del modelo

y espectro de la poblacion estelar j en λ0 Para este caso se considera λ0 = 4020 A

xj es el flujo monocromatico de la componente j en λ0 en el espacio ξN con extincionAV Al conjunto minusrarrx equiv (x1 xN) se llama el vector de poblacion e indica en lapractica la fraccion de luz debido a cada elemento N Por lo general esto no sumael 100 de la contribucion de luz

Lj(λ) es la poblacion estelar j del espacio ξN que comprende un elemento de labase Cada uno corresponde a una caracterıstica astrofısica bien definida (edad (tj)

metalicidad (Zj)) asociada a Lj medida en unidades L Aminus1 M

Para hacer un analisis funcional con el objeto de encontrar las relaciones del coeficiente xjes necesario una interpretacion matematica de los dos primeros items y una interpretacionfısica de los dos ultimos ası

1 Producto Interno como las funciones del espacio ξN son analıticas es necesariogarantizar que estas cumplan una relacion de ortogonalidad y ortornormalidad enun intervalo [a b] con respecto a una funcion de peso ε(λ) es decir

(Lm(λ) Ln(λ)) =

int b

a

Lm(λ)times Ln(λ)times ε(λ)dλ = Cmnδmn

31 MODELO FISICO - MATEMATICO 18 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

donde δmn es el delta de Kronecker y Cmn es una constante entonces si δmn es 1para todos los m y n se dice que el conjunto es ortonormal Por tanto

Nsumj

xj = 1 (33)

2 Extincion no se tiene en cuenta en el modelo Se sabe que la luz al atravesarun medio interestelar de gas o polvo presenta fenomenos de absorcion o dispersioncausando el llamado enrojecimiento del espectro el cual debe ser previamente co-rregido

3 Dispersion de velocidad es un proceso fısico debido a la dinamica estelar y estarelacionado con el corrimiento Doppler Ası el efecto neto sera el ensanchamiento delas lıneas de absorcion en el espectro observado (Oλ) efecto que debe ser corregidopreviamente

Incorporando las anteriores consideraciones la ecuacion 32 para un modelo fısico resulta

M(λ)

M(λ0)=

Nsumj=1

xj

(Lj(λ)

Lj(λ0)

)r(λ)otimesG(v σ) (34)

donde

r(λ) equiv 10minus04(AλminusAλ0) es el termino de extincion Aλ es la extincion del polvo en la

longitud de onda λ y Aλ0 es el enrojecimiento en la longitud de onda normalizadaλ0 En este trabajo se asume que la curva de extincion es similar a la de nuestragalaxia por eso se utilizara la ley de extincion de Cardelli et al (1989) Ademas seasume que todas las componentes estelares es decir cada elemento de la base sufreel mismo enrojecimiento AV

G(v σ) es una distribucion gaussiana de velocidades centrada en v con amplitudde dispersion σ Los espectros de base (L1(λ) LN) son convoluıdos1 (sımbolootimes) con G(v σ) para tener el ancho de las lıneas de absorcion y emision de M(λ)debidos a la cinematica estelar

1La convolucion transforma un espectro F (λ) a un espectro I(λ) dado por

I(λ) =

int +infin

minusinfinF

(λprime =

λ

1 + vc

)G(v v σ)dv (35)

31 MODELO FISICO - MATEMATICO 19 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

32 Modelo Computacional

La herramienta computacional que permitio realizar los calculos con la ecuacion 34 seencuentra disponible en wwwstarlightufscbr El codigo realiza una descomposicion deun espectro observado O(λ) sobre una base de espectros de poblaciones estelares simplescomo una combinacion lineal encontrando el mejor ajuste de M(λ) con relacion a O(λ)El ajuste a O(λ) se realiza a traves de la tecnica derivada de la mecanica estadısticaconocida como Simulated Annealing utilizada para encontrar los parametros mınimosmediante el algoritmo Metropolis - cadenas de Markov

χ2 equiv χ2 (minusrarrx M(λ0) Av v σ)) =

λfsumλi

(O(λ)minusM(λ))2 ω(λ)2 (36)

donde ω(λ)2 = eminus1λ es la funcion de peso expresada como la mascaraerror en cada λ

siendo cero para las longitudes de onda con flujos falsos o lıneas enmascardas λi es la lon-gitud de onda inicial y λf la longitud final de la suma en la funcion de χ2 Cid Fernandeset al (2004)

El ajuste se realiza en cuatro etapas

1 Primeros ajustes (First Fits FF) Hace un amplio barrido del espacio de parametros

Programa de enfriamiento el algoritmo pasa a traves de la base N disminu-yendo la temperatura iniciando desde la mas caliente hasta un valor mınimode temperatura definido en el archivo de configuracion siguiendo la funcionde probabilidad de Boltzmann y utilizando el criterio Metropolis planteado enCid Fernandes et al (2004b)

Adaptacion de la funcion peso Ajusta el peso de forma dinamica segun laeficiencia de las temperaturas aceptadas Cid Fernandes et al (2004b)

Criterios de convergencia centralizado en el valor adimensional el cual dacuenta de la convergencia de las cadenas asociado a cada elemento de la baseGelman y Rubin et al (1992)

Parametros cinematicos se define un valor para v y σ que se mantiene cons-tante en todo el algoritmo Metropolis Cid Fernandes et al (2004b)

2 Correcciones (Clip amp Refit) permite comprobar el peso asignado a cada punto res-pecto al espectro de entrada estableciendo el NSIGMA de ajuste

3 Apropiacion (Burn-In) es considerada la ultima etapa de Starlight ya que tomatodas las cadenas de Markov construidas en el paso anterior que tengan mayorpeso para encontrar ası el mejor ajuste de un espectro de entrada respecto a cadacadena

32 MODELO COMPUTACIONAL 20 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

4 Ultimos ajustes (EX0) desecha los componentes irrelevantes de la base N y afina elajuste generando el archivo de salida

33 Bases Espectrales

Una base espectral utiliza poblaciones estelares simples (SSPs) representadas mediantecumulos de estrellas que nacen a partir de una misma nube de gas con composicion quı-mica homogenea a traves de una formacion estelar intensa y caracterizada por tener unaedad y metalicidad bien definida

Definir las componentes N de la base es de vital importancia para que los resultadostengan alguna conexion con la realidad por ejemplo si se desea identificar la edad delas componentes estelares de una galaxia es necesario que la base precise dentro de susparametros la edad o metalicidad de cada N

331 Construccion de una Poblacion Estelar Simple (SSPs)

El metodo para generar la base de poblaciones estelares contiene tres componentes prin-cipales

1 Observaciones reunidas en bibliotecas estelares de espectros Estas varıan segun latemperatura y la luminosidad de las estrellas de acuerdo con las regiones que sepueden establecer en el diagrama Hertzsprung-Russell (HR)

2 Modelos teoricos de trayectorias evolutivas Estas predicen como serıa la evolucionde las estrellas en un diagrama HR que aportan a la formalizacion de una poblacionestelar

3 Funcion de masa inicial (FMI) φ(m) Pondera el numero de estrellas de masa entrem y m + dm independiente del tiempo y normalizada como

intmφ(m)dm = 1

El espectro de una estrella de masa m que depende de la longitud de onda λ la metali-cidad Z y la edad tprime definido por I(λm t

prime Z) en luminosidades solares [L] y con untiempo de vida τ(m) se define como

I(λm tprime Z) =

f(λm t

prime Z) si tprime le τ(m)

0 si tprime gt τ(m)(37)

donde f es una funcion de λm tprime y Z

Ahora se define

Ψ(tprime) tasa de formacion estelar

33 BASES ESPECTRALES 21 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Z(tprime) ley de enriquecimiento quımico

si se tiene una nube de gas con formacion estelar donde despues de un tiempo de vidat se tienen varias estrellas de distintas masas con edad tprime se debe satisfacer la relaciontprime le t ya que las estrellas no pueden ser mayores que el sistema Sin embargo las estre-llas con edades tprime nacieron en un tiempo t minus tprime donde la tasa de formacion estelar y elenriquecimiento quımico son diferentes de las actuales

El numero de estrellas con edad entre tprime y tprime+dtprime y masas entre m y m+dm en un tiempot esta dada por

dN(t) = Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdtprime (38)

Si la metalicidad esta dada por Z(tminus tprime) la suma de los espectros de las estrellas de edadentre tprime y tprime + dtprime y de masas entre m y m+ dm en el tiempo t es

I total(λm tprime Z(tminus tprime)) = I(λm t

prime Z(tminus tprime))times dN(t)

I total(λm tprime Z(tminus tprime)) = I(λm t

prime Z(tminus tprime))Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdtprime (39)

El espectro total en el tiempo t teniendo en cuenta todas las estrellas con masas entre ellımite inferior de las masas estelares (Mupp) y el lımite superior de masas estelares (Mlow)es

I(λ t) =

int t

0

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(tminus tprime))Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdt

prime (310)

Esta es la ecuacion general para crear un espectro l(λ t) de poblaciones estelares sujetoa una tasa de formacion estelar y a un enriquecimiento quımico determinado Por tantopara formar una poblacion estelar simple con una metalicidad Z y una edad t bien definidasolamente es necesario establecer Ψ(tminus tprime) como

Ψ(tminus tprime) = C times δ(tminus tprime) (311)

donde C es una constante de dimensiones [C] equiv [M] y δ(t minus tprime) equiv [anominus1] Luego laecuacion 310 se reemplaza por

I(λ t) =

int t

0

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(tminus tprime))Cδ(tminus tprime)φ(m)dmdt

prime (312)

Por tanto el espectro con una metalicidad definida en un tiempo tprime = 0 es

I(λ t) = C

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(0))φ(m)dm (313)

Con una poblacion estelar simple es posible generar los elementos de la base a partir dela ecuacion 313 como

33 BASES ESPECTRALES 22 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

L(λ t Z(0)) =I(λ t)

C

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(0))φ(m)dm (314)

L(λ t Z(0)) puede ser llamado Lj(λ) cuando t = tj y Z(0) = Zj con unidades [Lminus1Mminus1

]Por lo tanto el termino Lj(λ) se puede expresar como

Lj(λ) asympsumi

I(mi tj Z(j))φ(mi)∆mi donde τ(mi) le tj (315)

indicando que para calcular Lj(λ) se suman los espectros individuales de estrellas de unabiblioteca estelar dada a lo largo de una edad tj y metalicidad Zj por una funcion de masainicial

332 Modelos de Poblaciones Estelares Simples

Los espectros de las estrellas Lj(λ) se agrupan en diferentes modelos de poblaciones es-telares simples (SSPs) difiriendo en el conjunto de bibliotecas estelares y requerimientosevolutivos pero todos utilizan la funcion de masa de Chabrier (2003)

Υ(logm) prop

exp[minus

(logm minus logmc)2

2σ2

] si m le 1M

mminus13 si m gt 1M

(316)

con mc = 0008 y σ = 0069 Esta funcion de masa indica la cantidad de estrellas en unintervalo logarıtmico de masa 2

Los modelos utilizados son

STELIB (Stellar Library) contiene 249 estrellas observadas entre 3200A - 9500A yresolucion espectral de 3A (Le Borgne et al 2003)

2 podemos reemplazar φ(m) con la condicion de normalizacionint Mupp

Mlow

mΥ(logm)d logm = 1 (317)

con d logm

dm= 1

m ln 10 = d logm

dm= log e

m tenemos

log e

int Mupp

Mlow

Υ(logm)dm =

int Mupp

Mlow

mφ(m)dm = 1 (318)

por tanto

φ(m) = log eΥ(logm)

m (319)

33 BASES ESPECTRALES 23 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Nombre Metalicidad [Z] Fuente

Padova 1994 0001ndash 010 Alongi et al (1993)

Bressan et al (1993)

Fagotto et al (1994a)

Fagotto et al (1994b)

Girardi et al (1996)

Padova 2000 00004 ndash003 Girardi et al (2000)

Geneva 002 Schaller et al (1992)

Charbonnel et al (1996)

Charbonnel et al (1999)

Cuadro 31 Trayectorias Evolutivas usadas en BC03 Fuente BC03

MILES (A Medium Resolution INT Library of Empirical Spectra) Contiene 985estrellas observadas entre 3200A - 7500A y resolucion media de 23A (Sanchez-Blazquez et al 2006)

Granada contiene 1654 espectros estelares compuestos con modelos de atmosferaestelar entre 3000A - 7000A y resolucion espectral de 03A (Martins et al 2005)

Bruzual amp Charlot (2003 BC03) Contiene 26 modelos de base con SSPs calculadosutilizando trayectoria evolutiva de Padova 1994 (Alongi et al 1993 Bressan et al1993 Fagotto et al 1994 Girardi et al 1996) cada base contiene 221 espectros dealta resolucion con edades desde t = 0 a t = 20 Giga anos en un rango de 3200A -9500A en unidades de LAminus1 Mminus1

13 de estas SSPS utilizan la FMI de Chabrier(2003) con Mlow = 01 M y Mupp = 100 M normalizados a una masa total de1M en las estrellas a la edad t = 0 las otras 13 SSPs son analogos Salpeter

Para este trabajo se adapto la base de poblaciones estelares simples de la biblioteca deBruzual e Charlot (2003 BC03) que se basa en trayectorias evolutivas y en bibliotecasde espectros estelares descritas en la tabla 31 32 y 33 La mayorıa de los resultadospublicados de Starlight usan este modelo por su amplia gama en edades y metalicidades

Para reproducir la formacion estelar de NGC6240 se utiliza una base que contiene 200SSPs con edades entre 2 times 106 y 13times1010 anos con resolucion de 3A en un rango de3200A a 9500A para las metalicidades de 02Z (m42) 04Z (m52) 1Z (m62) y 25Z(m72) con rutas evolutivas de Padova 1994 libreria STELIB 2003 y funcion masa inicialde Chabrier (2003) mostrados en el cuadro anexo 71 y visualizados en la figura 31 Ca-da una de las figuras representa una metalicidad de la base con sus respectivos 50 SSPscorrespondientes a diferentes edades En ellas es posible observar que los espectros se

33 BASES ESPECTRALES 24 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Nombre Tipo Intervalo de Resolucion Intervalo de Fuente

longitud de onda metalididad

BaSeL teorica 91 A a 160 micro m 300 105Z a 10Z Kurucz (1995 pc)

Bessel et al (1989)

Bessel et al (1991)

Fluks et al (1994)

Allard amp Hauschidt (1995)

Rauch (2002)

STELIB observacional 3200A a 9500A 2000 - 20 lt[FeH] lt050 Le Borgne et al (2003)

Pickles observacional 1205A a 25 micro m 500 Z Pickles (1998)

Fanelli et al (1992)

Cuadro 32 Bibliotecas de espectros estelares de BC03 Fuente BC03

Nombre Calibracion Fuente

BaSeL 10 teorica Lejeune et al (1997)

Lejeune et al (1998)

BaSeL 22 semi-empırica Lejeune et al (1997)

Lejeune et al (1998)

BaSeL 31 semi-empırica Westera (2000)

Padova 2000 00004 a 003 Westera et al (2002)

Cuadro 33 Diferentes calibraciones basadas BaSeL Fuente BC03

33 BASES ESPECTRALES 25 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

distribuyen desde la poblacion estelar de mayor temperatura en la parte superior hastalas mas frıas en la parte inferior cada espectro se encuentra calibrado por flujo y sonnormalizados a la unidad de masa solar (M)

Otra caracterıstica de la base BC03 es que no reproduce las lıneas de emision observadaspor lo tanto solo es posible reproducir las lıneas de absorcion debidas a la formacionestelar Es entonces donde el codigo requiere enmascarar o definir rangos de longitud deonda que correspondan a las lıneas de emision con el fin de aumentar la sensibilidaddel ajuste y encontrar ası la componente de absorcion que puede estar siendo opacadapor las lıneas de emision del mismo intervalo Para este trabajo se utiliza la mascarageneral dispuesta dentro del codigo adaptada en la tesis doctoral Natalia Vale Asari(2005) donde se enmascaran la lıneas de emision mas fuertes La mascara esta basada enlos trabajos de Gonzalez-Delgado et al (1995) Pastoriza et al(1993) Benjamin et al(1999) y Zhang et al (2005) y en regiones problematicas de la base de Bruzual y Charlot(2003) asociadas a efectos turbulentos entre 6845A - 6945A y entre 7550A - 7725A y laregion entre 7165A -7210A debida a errores sistematicos La mascara general detallada sepuede ver en la tabla anexa 72

33 BASES ESPECTRALES 26 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

02 Z∘

Log(L λ)[L ∘Å-

1 M∘-

1 ]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

04 Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

file=357911131415171921232527293133353639414345474951535557596163

(a) (b)Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

file=357911131517192123252729313335373941434547495153555759

25Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

y136y135y132y131y130y129y128y127y125y122y121y120y119y118y117y116y115y114y109y106y98y95y94y93y92y90y88y89y97y86y85y84y83y81y59y58y57y56y55y54x51y51y49x48y48y47y46y40y39

(c) (d)

Figura 31 Espectros de SSPs del modelo BC03 Bruzual amp Charlot 2003 para diferentesmetalicidades (a) 02Z (m42) (b) 04Z (m52) (c) 1Z(m62) (d) 25Z(m72) cadametalicidad contiene 50 SSPs con edades entre 2times 106 y 13times 1010 anos Resolucion de3A

33 BASES ESPECTRALES 27 Marıa E Rojas A

CAPITULO 4

Extraccion y Analisis de Espectros

El espectro original se obtuvo con el espectrografo ISIS del telescopio William Herschel de4 2m (WHT) instalado en la Palma (Canarias) utilizando las configuraciones R300B -CCD EEV 12 y R316R - CCD MARCONI2 para los brazos azul y rojo respectivamenteentre 3000A- 5000A y 5000A - 7800A con una escala de 149 segundos de arcomm alo largo de la hendidura El espectro fue cedido por la doctora Rosa Gomez Delgadodel Instituto de Astrofısica de Andalucia Los detalles de la observacion se encuentranregistrados en la tabla 41

Fecha Brazo CCD+gratting Slit PA Slit width (arcsec) texp[sec]

20050910 Red MARCONI2+R316R 88593063 1237020 900

20050909 Blue EEV12+R300B 88620857 1237020 900

Cuadro 41 Resumen de las observaciones espectroscopicas de NGC6240

41 Reduccion

En un espectro obtenido con una apertura donde no es posible identificar cual es lazona espacialmente localizada se hace necesario encontrar la orientacion espacial a fin deajustar la imagen espectral respecto a una imagen fotografica de orientacion conocida Estareorientacion fue realizada por Rosa Gomez Delgado y Mario A Higuera G con rutinas deIRAF (Image Reducction and Astronomical Facilities ver httpwwwirafcom) tomandocomo imagen fotografica de referencia la dispuesta en la base del Telescopio EspacialHubble (HST) ver httphubblesiteorggallery

28

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Figura 41 Reduccion espectral para el filtro Rojo separacion espacial fuente Mario AHiguera G

Un vez reorientado el espectro original se realizo una separacion de la cantidad de luzque paso a traves de la apertura del instrumento para los filtros rojo y azul a lo largodel rango espacial definido En la apertura espacial aparecen todas las fuentes de emisionpresentes en el momento del registro Al visualizarlas con la rutina apall de IRAF figura41 se separan las regiones de estudio

El analisis permito identificar y reducir seis zonas en total para cada filtro que al sersuperpuestas con la imagen fotografica espacial de NGC6240 se distiguieron ası zona Inucleo del sur zona II proximidad hacia el sur de la zona I zona III proximidad hacia elnorte del registro fotografico zona IV nucleo del norte zona V seccion intermedia entrelos dos nucleos y finalmente la zona VI estrella de calibracion

De todas las zonas se obtuvo un espectro para cada filtro estos fueron normalizados ypromediados con el fin de dar unicidad y ası permitir visualizar un espectro del visible enun rango entre 3200A y 7200A para todas las zonas Los espectros obtenidos se corrigieronpor Doppler (z = 0024480 NED ver httpnedipaccaltechedu) y exceso de colorasociado al polvo segun Cardelli et al (1989) en donde

E(BminusV ) = minus232 log

(Rint

Robs

)siendo Rint = 31 y Robs =HαHβ la relacion de flujos previamnete calibados de las lıneasHα y Hβ medidos por tecnica de separacion en LINER1

1LINER herramienta computacional del reporte interno de Richard W Pogge la cual utiliza una

41 REDUCCION 29 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Figura 42 Imagen fotografica del HST de NGC6240

Los espectros al final de la reduccion que se utilizaron para este trabajo se presentan enla figura 43

Al realizar el analisis de cada una de las zonas reducidas se encuentra que las zonas Iy IV presentan espectros asociados a nucleos activos las zonas II y III corresponden alas regiones adyacentes de estos nucleos que debido a su baja razon senal-ruido no serananalizadas en este trabajo la zona V corresponde a la zona intermedia debida a la fuertecomponente estelar presente en el espectro y finalmente la zona VI presenta un espectrocaracterıstico de una estrella identificada en la imagen fotografica que se utiliza comopatron de referencia figura 42

tecnica que define un continuo arbitrario sobre el cual es posible marcar el centro esperado de una lıneasobre un espectro esto permite adquirir los valores de λ centro de lınea FWHM ancho equivalente yflujo de las lıneas tanto de emision como de absorcion

41 REDUCCION 30 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

0

2eminus13

4eminus13

6eminus13

8eminus13

λ[Å]4000 5000 6000

Zona I

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

0

2eminus16

4eminus16

6eminus16

8eminus16

1eminus15

12eminus15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona II

(a) (b)

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

minus2eminus16

minus1eminus16

0

1eminus16

2eminus16

3eminus16

4eminus16

λ[Å]3000 4000 5000 6000 7000

Zona III

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

0

5eminus14

1eminus13

15eminus13

2eminus13

25eminus13

3eminus13

35eminus13

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona IV

(c) (d)

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

minus1eminus16

0

1eminus16

2eminus16

3eminus16

4eminus16

5eminus16

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona V

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

2eminus17

4eminus17

6eminus17

8eminus17

1eminus16

12eminus16

λ[Å]4000 5000 6000 7000

ZonaVI

(e) (f)

Figura 43 Espectros reducidos del visible para NGC6240 (a) Zona I (b) Zona II (c)Zona III (d) Zona IV (e) Zona V (f) Zona VI

41 REDUCCION 31 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

42 Caracterizacion

Los espectros de las zonas I y IV son caracterizados por los valores de λ centro de lıneaFWHM ancho equivalente y flujo de las lıneas de absorcion y emision los cuales se puedenobservar en las tablas 42 y 43 para cada zona respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259856 141934 121105 932365

He I lowast 3820000 38243220 240649 -368885 -331320

[Ne III] 3868760 38665283 196365 960760 849525

K-Ca II lowast 3933000 39298906 825863 -438132 -378235

H-Ca II lowast 3968000 39671277 970000 -270968 -230588

He I 4026000 40302915 870264 207639 172326

[S II] 4068600 40671338 613711 167254 136787

Fe II 4178862 41774009 188631 0157450 0123046

Hδ 4101740 41114917 365668 0608985 0489181

Hγ 4340471 43366045 920191 176589 128710

Hβ 4861300 48590737 156186 132648 538800

[O III] 4958900 49586538 303193 112192 394091

[ OIII] 5006840 50054878 217619 263052 856364

C-C lowast 5165000 51681416 204788 -181874 -0543207

Fe II 5197570 51986562 182212 770700 227194

Na-I(D) lowast 5892000 58881143 119381 -971280 -202980

[O I] 6300304 62998452 208984 297493 540325

[O I] 6363776 63638130 213094 886981 157329

[N II] 6548050 65467163 236476 372079 629095

Hα 6562819 65614551 236476 988640 172153

[N II] 6583460 65830864 236476 950283 194036

[S II] 6716440 67180718 184565 402939 743104

[S II] 6730810 67330210 184565 288223 514382lowast Lınea de absorcion

Cuadro 42 Lıneas identificadas en la Zona I de NGC6240

En la caracterizacion de las dos zonas sobresale una significativa emision de Hβ [OIII]5007A Hα y [NII] 6585A asociadas a la formacion estelar o actividad del nucleo galacticoTambien es posible observar la presencia de lıneas de emision de HeI [OI] en conjuntocon la serie de Balmer Ası mismo fue posible medir la lınea de emision [OII] en 3727Ajunto con las lıneas de H-Ca K-Ca

42 CARACTERIZACION 32 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3728815 37295811 139871 980735 752002

[Ne III] 3868760 38702319 202032 129640 988668

K-Ca II lowast 3933000 39331504 649803 -303453 -241752

H-Ca II lowast 3968000 39680195 689754 -287500 -234462

G-banda lowast 4301000 43048105 301566 -703450 -553622

Hγ 4340471 43404194 808685 104001 0771791

Hβ 4861300 48625376 157743 105704 477370

[O III] 4958900 49602510 204316 867190 374412

[O III] 5006840 50088350 156499 203541 858706

C-C lowast 5165000 51694761 221025 -478236 -186147

[O I] 6300304 62999092 223367 346819 593403

[O I] 6363776 63637612 260837 125170 209970

[N II] 6548050 65507192 180655 374786 791877

Hα 6562819 65663501 180655 788344 165570

[N II] 6583460 65867407 180655 101594 211693

[S II] 6716440 67188540 132432 320833 634206

[S II] 6730810 67328965 185795 414013 81368lowast Lınea de absorcion

Cuadro 43 Lıneas identificadas en la Zona IV de NGC6240

42 CARACTERIZACION 33 Marıa E Rojas A

CAPITULO 5

Espectroscopıa Sintetica

Ajustada la sintesis de poblacion estelar inherente al codigo Starlight se estudio la galaxiaNGC6240 y se obtuvieron propiedades fısicas tales como la composicion estelar a lo largode la historia de la formacion estelar de la galaxia bajo la biblioteca de Bruzual y Char-lot (2003) parametros cineticos como extincion por polvo AV y el vector de poblacionestelar en terminos de una fraccion de luz(xj) obtenidos con la interprestacion del porcen-taje de formacion estelar sintetica y las caracterısticas de las lıneas de absorcion obtenidas

51 Sıntesis espectral

Con el fin de encontrar la sintesis de la poblacion estelar de los dos nucleos del sistema encolision NGC6240 se ejecuto el codigo Starlight para las zonas en las que era posible vi-sualizar la regiones centrales de cada nucleo zonas I y IV Con estos espectros de entradase ejecutaron las combinaciones lineales de la base de Bruzual y Charlot (2003) para lasmetalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z individualmente con esto se identificaron laspoblaciones estelares que contribuıan en la reproduccion sintetica de cada zona Con baseen estos resultados parciales finalmente se construyo la base que mejor representa cadazona respectivamente Esta contiene 200 poblaciones estelares con edades entre 2 times 106

y 13times1010 anos resolucion de 3A en un rango de 3200A a 9500A con metalicidades de02Z 04Z 1Z y 25Z rutas evolutivas de Padova 1994 libreria STELIB y funcionmasa inicial de Chabrier (2003)

La busqueda del mejor ajuste entre el espectro de entrada y el espectro de salida se centroen disminuir al maximo el valor de la relacion [chi2Nleff ] la cual relaciona el valor delχ2 de cada valor de λ Otro valor que se tuvo en cuenta fue la desviacion media porcentual

34

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

de todos los pıxeles con relacion al espectro de entrada [adev( )] los mejores valores seregistraron en la tabla 51

Parametro Zona I Zona IV

[chi2Nleff ] 137545 113193

[adev( )] 638644 446156

Cuadro 51 Calidad del ajuste de Starlight

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

Figura 51 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral I de NGC6240 (trazo negro)

Los espectros de la formacion estelar logrados con este ajuste se muestran en las figuras51 y 52 en donde el trazo rojo representa la formacıon estelar asociada al espectro deentrada representado con el trazo negro de las zonas I y IV respectivamente

En estas figuras se puede observar una componente de absorcion sintetica por cada lıneade emision observada del espectro de entrada como es el caso de las lıneas en la longitudde onda de 3740A 3796A 3837A 3887A 3933A 3969A 4098A 4338A 4100A 4339A4860A 6548A las cuales corresponde a transiciones electronicas conocidas y definidas enel cuadro 11

51 SINTESIS ESPECTRAL 35 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

ObservadoSinteacutetico

Figura 52 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral IV de NGC6240 (trazo negro)

51 SINTESIS ESPECTRAL 36 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

52 Sustraccion espectral

Un vez definida la formacion estelar de cada una de la zonas espectrales se realizo unasustraccion de la formacion estelar asociada a cada zona con el fin de descontaminar elespectro de emision del nucleo activo filtrando ası un espectro de mejores caracterısticasel cual es posible observar en el trazo azul de las figuras 53 y 54

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 53 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral I de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral I de NGC6240 (negro)obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z(b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 37 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 54 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral VI de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral IV de NGC6240(negro) obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Zy 25Z (b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 38 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

53 Caracterizacion espectral

Cada uno de los espectros se caracterizo con la identificacion de todas las lıneas de emisionpresentes en ellas una vez realizada la sustraccion mediante un ajuste de tipo gaussianodefinido en un continuo aleatorio en el software LINER siendo posible obtener el centrode lınea el ancho total a la mitad de la altura (FWHM) y el flujo total visualizados enlas tablas 53 y 53 para las zonas I y IV respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259714 145056 273839 953139

H11 3770630 37686479 440904 425545 149716

H10 3797898 37960681 401993 326624 112110

H9 3835384 38334482 367421 376538 124836

[Ne III] 3868760 38685388 179806 168928 541474

K Ca-II lowast 3933000 39294148 131932 -206818 -623528

H Ca-II 3968000 39691155 446669 468596 135456

He I 4026000 40263750 264590 900988 244257

[S II] 4068600 40721025 240745 173767 446216

Hδ 4101740 40978579 169919 276703 688289

Hγ 4340471 43382275 130266 353231 612874

Hβ 4861300 48594336 151258 -677140 792772

[O III] 4958900 49571484 182238 -129678 227669

[O III] 5006840 50056445 189935 -360470 737521

Fe II 5197570 51990830 217043 -909013 291244

[O I] 6300304 62998164 236848 -365105 644235

[O I] 6363776 63634268 280102 -542065 239085

[NII] 6548050 65466426 250518 -330128 652055

Hα 6562819 65614375 250518 -114643 186725

[N II] 6583460 65836201 250518 -195511 214778

[S II] 6716440 67192485 222886 -472177 102774

[S II] 6730810 67358408 222886 -280570 502474lowast Lınea de absorcion

Cuadro 52 Lıneas de Emision Zona I de NGC6240

531 Clasificacion de NGC6240

Para clasificar a NGC6240 entre los tipos de nucleo activo descritos en la literatura seutilizo las razones de flujo para la ubicacion de este sistema en el diagrama BPT (Bald-win Phillips amp Terlevich 1981) descrito en Cid Fernandes et al (2010) como la mejorseparacion entre galaxias tipo Seyfert LINER y de formacion estelar fuerte mediante la

53 CARACTERIZACION ESPECTRAL 39 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[ O I] 3726032 37296033 143969 -221934 787713

[Ne III] 3868760 38706140 118089 -233171 399531

K Ca-II lowast 3933000 39330952 120923 341232 -383848

S II 4076349 40792864 693475 913706 854107

Hδ 4101742 41004019 936462 679737 301683

Fe II lowast 4303176 43052456 192020 -119689 -283858

Hγ 4340471 43394087 100879 155567 419237

Hβ 4861300 48617803 144197 -647377 680787

[O III] 4958900 49606152 172003 -194691 316305

[O III] 5006840 50090156 161854 -479744 914152

[O I] 6300304 63029087 178476 -155210 621454

[O I] 6363776 63667563 189027 334244 199334

[N II] 6548050 65512285 184697 -152528 896611

Hα 6562819 65665557 184697 -1004495E+06 173249

[N II ] 6583460 65869326 184697 711567 217207

[S II] 6716440 67182754 122346 -459232 516263

[S II] 6730810 67316655 212515 -152349 100130lowast Lınea de absorcion

Cuadro 53 Lıneas de Emision Zona IV de NGC6240

relacion de los flujos de las lıneas de emision de Hα Hβ [NII]λ6584 y [OIII]λ5007 enlog([NII]λ6584 Hα) y log([OIII]λ5007Hβ) que para el caso de la region VI es

log([NII]λ6584 Hα) =020

y

log([OIII]λ5007 Hβ) =-028

lo que ubica a NGC6240 en el diagrama BPT dentro de las galaxia tipo LINER en con-cordancia con el catalogo de Veron-Cetty de (2006)

54 Propiedades fısicas de NGC6240

Los parametros derivados del mejor modelo de la sıntesis permiten adicionalmente calcu-lar y encontrar algunas propiedades fısicas de la galaxia tabla 54 A partir de cada unode estos parametros fue posible asociar las siguientes propiedades

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 40 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Parametro Definicion Zona I Zona IV

[summinus of minus xj( )] Vector de poblacion estelar 9422336 9897032

[Miniminus tot] Fraccion de masa 846570E+02 706677E+03

[Mcor minus tot] Logaritmo de la masa estelar [M] 613714E+02 363687E+03

[v0minusmin(kms)] -11323 -13292

[vdminusmin(kms)] 4700 8439

[AV minusmin(mag)] Atenuacion del polvo [magnitud] -10000 -10000

Cuadro 54 Calidad del ajuste de Starlight

Zona OSP IPS YPS

I 0 176488 765745

IV 06582 355544 614753

Cuadro 55 Porcentaje de formacion estelar sintetica de NGC6240 poblacion estelar joven(YSPs) t le 0 1 Giga anos poblacion estelar con edad intermedia (ISP) 0 1 lt tISP le 2Giga anos la poblacion estelar con edad superior (OSP) 125 Giga ano Rodrıguez ZaurınJ et al (2008)

EdadLa interpretacion del termino [summinus of minus xj( )] vector poblacion xj discutido enla seccion 31 permitio clasificar la poblacion estelar sintetica en i poblacion estelarjoven (YSPs) con componentes estelares de edad t le 0 1 Giga ano ii poblacionestelar con edad intermedia (ISP) con componentes de edad entre 0 1 lt tISP le 2Giga ano y iii poblacion estelar con edad superior (OSP) con componentes de edadmayor que 12 5 Giga ano Rodrıguez Zaurın J et al (2008) Es entonces como alrealizar un tabulacion de este vector en la sıntesis de NGC6240 se puede concluirque mas del 60 de la poblacion estelar corresponde a poblacion estelar joven elporcentaje de cada componente segun la zona se especifica en la cuadro 55

MetalicidadEl porcentaje de las metalicidades empleadas para reproducir el sistema NGC6240fueron tabulados en el cuadro 56 Se puede concluir que existe una contribucion depoblacion estelar de tipo frıo K o M ya que la metalicidad de este tipo de poblacioneses aproximadamente cero mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para lazona IV pertenecen a poblaciones mas calientes de tipo espectral O y M

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 41 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Zona 02Z( ) 04Z( ) 1Z( ) 25Z( )

I 219 3618 5583 00002

IV 1289 4501 4105 0

Cuadro 56 Porcentaje de la metalicidad media en la sıntesis de NGC6240

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 42 Marıa E Rojas A

CAPITULO 6

Conclusiones

Del mapeo de la galaxia NGC 6240 se logro extraer un espectro de buenas caracte-rısticas correspondiente a las zonas I y IV las cuales responden a las zonas espacialesde los nucleos de la galaxia mientras que para las demas zonas es necesario aunrealizar algunas reducciones con mayor detalle para lograr ası eliminar el alto ruidopresente en los espectros

Sobre los espectros espacialmente definidos se realizo una extraccion que permitioidentificar las lıneas de emision y absorcion presente en la zonas I y IV

Con base en la combinacion de las bases de poblaciones estelares de Bruzual GCharlot S (2003) se construyo un espectro sintetico de buenas caracterısticas conla ejecucion de Spectral Synthesis Code -Starlight Cid Fernandes R (2005) en laszonas I y IV

Se realizo una sustraccion entre el espectro observado y el espectro sintetico a fin deeliminar la componente de absorcion asociada con la formacion estelar reproducidacon el espectro sintetico obtenido dando origen a una tabla de flujos reales de lıneasde emision que no habıan sido posible medir debido a la superposicion de las lıneasde absorcion asociadas a la actividad de formacion estelar de la galaxia huesped

La poblacion estelar presente en el espectro sintetico de NGC 6240 segun la literaturade Rodrıguez Zaurın J (2008) es una poblacion estelar joven con edades entret le 0 1 Giga ano con un porcentaje del 765745 en la zona I y 614753 enla zona IV La poblacion estelar con edad intermedia entre 0 1 lt tISP le 2 Gigaano presentan un porcentaje mas bajo del 176488 y 355544 en las zonas I yIV respectivamente Mientras que la poblacion estelar mayor de 125 Giga ano notienen asociado ningun porcentaje en la contribucion del espectro sintetico

43

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Existe una poca contribucion de poblacion estelar de tipo frıo K o M en NGC6240ya que la metalicidad de este tipo de poblaciones es aproximadamente cero en lasıntesis espectral mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para la zona IVpertenecen a poblaciones jovenes de tipo espectral O y M

44 Marıa E Rojas A

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BIBLIOGRAFIA 50 Marıa E Rojas A

CAPITULO 7

Anexos

SSP Edad [anos] Z Mstar

bc2003-hr-m42-chab-ssp-032spec 000174e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-034spec 000191e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-051spec 000417e9 000400 09666

bc2003-hr-m42-chab-ssp-052spec 000437e9 000400 09622

bc2003-hr-m42-chab-ssp-053spec 000457e9 000400 09579

bc2003-hr-m42-chab-ssp-054spec 000479e9 000400 09534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-055spec 000501e9 000400 09488

bc2003-hr-m42-chab-ssp-070spec 001000e9 000400 08862

bc2003-hr-m42-chab-ssp-073spec 001148e9 000400 08752

bc2003-hr-m42-chab-ssp-074spec 001202e9 000400 08716

bc2003-hr-m42-chab-ssp-075spec 001259e9 000400 08680

bc2003-hr-m42-chab-ssp-076spec 001318e9 000400 08644

bc2003-hr-m42-chab-ssp-077spec 001380e9 000400 08608

bc2003-hr-m42-chab-ssp-078spec 001445e9 000400 08571

bc2003-hr-m42-chab-ssp-079spec 001514e9 000400 08534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-080spec 001585e9 000400 08501

bc2003-hr-m42-chab-ssp-081spec 001660e9 000400 08469

bc2003-hr-m42-chab-ssp-082spec 001738e9 000400 08436

Continua en la pagina siguiente

51

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m42-chab-ssp-084spec 001905e9 000400 08369

bc2003-hr-m42-chab-ssp-087spec 002188e9 000400 08269

bc2003-hr-m42-chab-ssp-088spec 002291e9 000400 08237

bc2003-hr-m42-chab-ssp-112spec 006405e9 000400 07525

bc2003-hr-m42-chab-ssp-113spec 007187e9 000400 07446

bc2003-hr-m42-chab-ssp-114spec 008064e9 000400 07366

bc2003-hr-m42-chab-ssp-115spec 009048e9 000400 07287

bc2003-hr-m42-chab-ssp-116spec 010152e9 000400 07207

bc2003-hr-m42-chab-ssp-117spec 011391e9 000400 07130

bc2003-hr-m42-chab-ssp-118spec 012780e9 000400 07064

bc2003-hr-m42-chab-ssp-119spec 014340e9 000400 06997

bc2003-hr-m42-chab-ssp-120spec 016090e9 000400 06930

bc2003-hr-m42-chab-ssp-121spec 018053e9 000400 06863

bc2003-hr-m42-chab-ssp-122spec 020256e9 000400 06800

bc2003-hr-m42-chab-ssp-123spec 022727e9 000400 06738

bc2003-hr-m42-chab-ssp-124spec 025500e9 000400 06676

bc2003-hr-m42-chab-ssp-125spec 028612e9 000400 06613

bc2003-hr-m42-chab-ssp-126spec 032103e9 000400 06550

bc2003-hr-m42-chab-ssp-127spec 036020e9 000400 06486

bc2003-hr-m42-chab-ssp-128spec 040415e9 000400 06427

bc2003-hr-m42-chab-ssp-129spec 045347e9 000400 06370

bc2003-hr-m42-chab-ssp-130spec 050880e9 000400 06313

bc2003-hr-m42-chab-ssp-131spec 057088e9 000400 06256

bc2003-hr-m42-chab-ssp-132spec 064054e9 000400 06197

bc2003-hr-m42-chab-ssp-133spec 071870e9 000400 06140

bc2003-hr-m42-chab-ssp-134spec 080640e9 000400 06082

bc2003-hr-m42-chab-ssp-135spec 090479e9 000400 06024

bc2003-hr-m42-chab-ssp-201spec 1500000e9 000400 04919

bc2003-hr-m42-chab-ssp-204spec 1575000e9 000400 04915

bc2003-hr-m42-chab-ssp-214spec 1825000e9 000400 04875

bc2003-hr-m42-chab-ssp-218spec 1925000e9 000400 04872

bc2003-hr-m52-chab-ssp-031spec 000166e9 000800 10000

Continua en la pagina siguiente

52 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-032spec 000174e9 000800 10000

bc2003-hr-m52-chab-ssp-034spec 000191e9 000800 10000

bc2003-hr-m52-chab-ssp-051spec 000417e9 000800 09645

bc2003-hr-m52-chab-ssp-052spec 000437e9 000800 09599

bc2003-hr-m52-chab-ssp-054spec 000479e9 000800 09496

bc2003-hr-m52-chab-ssp-055spec 000501e9 000800 09443

bc2003-hr-m52-chab-ssp-070spec 001000e9 000800 08827

bc2003-hr-m52-chab-ssp-073spec 001148e9 000800 08725

bc2003-hr-m52-chab-ssp-074spec 001202e9 000800 08691

bc2003-hr-m52-chab-ssp-075spec 001259e9 000800 08657

bc2003-hr-m52-chab-ssp-076spec 001318e9 000800 08622

bc2003-hr-m52-chab-ssp-077spec 001380e9 000800 08587

bc2003-hr-m52-chab-ssp-078spec 001445e9 000800 08552

bc2003-hr-m52-chab-ssp-079spec 001514e9 000800 08517

bc2003-hr-m52-chab-ssp-080spec 001585e9 000800 08485

bc2003-hr-m52-chab-ssp-081spec 001660e9 000800 08453

bc2003-hr-m52-chab-ssp-082spec 001738e9 000800 08420

bc2003-hr-m52-chab-ssp-083spec 001820e9 000800 08387

bc2003-hr-m52-chab-ssp-084spec 001905e9 000800 08354

bc2003-hr-m52-chab-ssp-087spec 002188e9 000800 08256

bc2003-hr-m52-chab-ssp-088spec 002291e9 000800 08226

bc2003-hr-m52-chab-ssp-112spec 006405e9 000800 07527

bc2003-hr-m52-chab-ssp-113spec 007187e9 000800 07451

bc2003-hr-m52-chab-ssp-114spec 008064e9 000800 07376

bc2003-hr-m52-chab-ssp-115spec 009048e9 000800 07301

bc2003-hr-m52-chab-ssp-116spec 010152e9 000800 07226

bc2003-hr-m52-chab-ssp-117spec 011391e9 000800 07150

bc2003-hr-m52-chab-ssp-118spec 012780e9 000800 07088

bc2003-hr-m52-chab-ssp-119spec 014340e9 000800 07026

bc2003-hr-m52-chab-ssp-120spec 016090e9 000800 06963

bc2003-hr-m52-chab-ssp-121spec 018053e9 000800 06900

bc2003-hr-m52-chab-ssp-122spec 020256e9 000800 06838

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53 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-123spec 022727e9 000800 06781

bc2003-hr-m52-chab-ssp-124spec 025500e9 000800 06723

bc2003-hr-m52-chab-ssp-125spec 028612e9 000800 06665

bc2003-hr-m52-chab-ssp-126spec 032103e9 000800 06607

bc2003-hr-m52-chab-ssp-127spec 036020e9 000800 06548

bc2003-hr-m52-chab-ssp-128spec 040415e9 000800 06490

bc2003-hr-m52-chab-ssp-129spec 045347e9 000800 06434

bc2003-hr-m52-chab-ssp-130spec 050880e9 000800 06377

bc2003-hr-m52-chab-ssp-131spec 057088e9 000800 06318

bc2003-hr-m52-chab-ssp-132spec 064054e9 000800 06266

bc2003-hr-m52-chab-ssp-133spec 071870e9 000800 06205

bc2003-hr-m52-chab-ssp-134spec 080640e9 000800 06145

bc2003-hr-m52-chab-ssp-135spec 090479e9 000800 06086

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bc2003-hr-m52-chab-ssp-204spec 1575000e9 000800 04935

bc2003-hr-m52-chab-ssp-214spec 1825000e9 000800 04887

bc2003-hr-m52-chab-ssp-218spec 1925000e9 000800 04882

bc2003-hr-m62-chab-ssp-031spec 000166e9 002000 10000

bc2003-hr-m62-chab-ssp-032spec 000174e9 002000 10000

bc2003-hr-m62-chab-ssp-034spec 000191e9 002000 09996

bc2003-hr-m62-chab-ssp-051spec 000417e9 002000 09535

bc2003-hr-m62-chab-ssp-052spec 000437e9 002000 09482

bc2003-hr-m62-chab-ssp-054spec 000479e9 002000 09384

bc2003-hr-m62-chab-ssp-055spec 000501e9 002000 09342

bc2003-hr-m62-chab-ssp-070spec 001000e9 002000 08751

bc2003-hr-m62-chab-ssp-071spec 001047e9 002000 08716

bc2003-hr-m62-chab-ssp-072spec 001096e9 002000 08680

bc2003-hr-m62-chab-ssp-073spec 001148e9 002000 08644

bc2003-hr-m62-chab-ssp-074spec 001202e9 002000 08608

bc2003-hr-m62-chab-ssp-075spec 001259e9 002000 08572

bc2003-hr-m62-chab-ssp-076spec 001318e9 002000 08535

bc2003-hr-m62-chab-ssp-077spec 001380e9 002000 08503

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54 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-078spec 001445e9 002000 08472

bc2003-hr-m62-chab-ssp-079spec 001514e9 002000 08440

bc2003-hr-m62-chab-ssp-081spec 001660e9 002000 08375

bc2003-hr-m62-chab-ssp-082spec 001738e9 002000 08342

bc2003-hr-m62-chab-ssp-084spec 001905e9 002000 08276

bc2003-hr-m62-chab-ssp-087spec 002188e9 002000 08189

bc2003-hr-m62-chab-ssp-088spec 002291e9 002000 08159

bc2003-hr-m62-chab-ssp-112spec 006405e9 002000 07502

bc2003-hr-m62-chab-ssp-113spec 007187e9 002000 07429

bc2003-hr-m62-chab-ssp-114spec 008064e9 002000 07360

bc2003-hr-m62-chab-ssp-115spec 009048e9 002000 07291

bc2003-hr-m62-chab-ssp-116spec 010152e9 002000 07221

bc2003-hr-m62-chab-ssp-117spec 011391e9 002000 07150

bc2003-hr-m62-chab-ssp-118spec 012780e9 002000 07093

bc2003-hr-m62-chab-ssp-119spec 014340e9 002000 07036

bc2003-hr-m62-chab-ssp-120spec 016090e9 002000 06978

bc2003-hr-m62-chab-ssp-121spec 018053e9 002000 06920

bc2003-hr-m62-chab-ssp-122spec 020256e9 002000 06862

bc2003-hr-m62-chab-ssp-123spec 022727e9 002000 06808

bc2003-hr-m62-chab-ssp-124spec 025500e9 002000 06754

bc2003-hr-m62-chab-ssp-125spec 028612e9 002000 06700

bc2003-hr-m62-chab-ssp-126spec 032103e9 002000 06646

bc2003-hr-m62-chab-ssp-127spec 036020e9 002000 06592

bc2003-hr-m62-chab-ssp-128spec 040415e9 002000 06538

bc2003-hr-m62-chab-ssp-129spec 045347e9 002000 06484

bc2003-hr-m62-chab-ssp-130spec 050880e9 002000 06430

bc2003-hr-m62-chab-ssp-131spec 057088e9 002000 06376

bc2003-hr-m62-chab-ssp-132spec 064054e9 002000 06322

bc2003-hr-m62-chab-ssp-133spec 071870e9 002000 06265

bc2003-hr-m62-chab-ssp-134spec 080640e9 002000 06209

bc2003-hr-m62-chab-ssp-135spec 090479e9 002000 06152

bc2003-hr-m62-chab-ssp-201spec 1500000e9 002000 04999

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55 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-204spec 1575000e9 002000 04991

bc2003-hr-m62-chab-ssp-214spec 1825000e9 002000 04946

bc2003-hr-m62-chab-ssp-218spec 1925000e9 002000 04941

bc2003-hr-m72-chab-ssp-031spec 000166e9 005000 09918

bc2003-hr-m72-chab-ssp-032spec 000174e9 005000 09933

bc2003-hr-m72-chab-ssp-034spec 000191e9 005000 09890

bc2003-hr-m72-chab-ssp-051spec 000417e9 005000 09299

bc2003-hr-m72-chab-ssp-052spec 000437e9 005000 09260

bc2003-hr-m72-chab-ssp-054spec 000479e9 005000 09186

bc2003-hr-m72-chab-ssp-055spec 000501e9 005000 09147

bc2003-hr-m72-chab-ssp-070spec 001000e9 005000 08524

bc2003-hr-m72-chab-ssp-071spec 001047e9 005000 08491

bc2003-hr-m72-chab-ssp-072spec 001096e9 005000 08459

bc2003-hr-m72-chab-ssp-073spec 001148e9 005000 08427

bc2003-hr-m72-chab-ssp-074spec 001202e9 005000 08393

bc2003-hr-m72-chab-ssp-075spec 001259e9 005000 08360

bc2003-hr-m72-chab-ssp-076spec 001318e9 005000 08326

bc2003-hr-m72-chab-ssp-077spec 001380e9 005000 08292

bc2003-hr-m72-chab-ssp-078spec 001445e9 005000 08262

bc2003-hr-m72-chab-ssp-079spec 001514e9 005000 08233

bc2003-hr-m72-chab-ssp-081spec 001660e9 005000 08174

bc2003-hr-m72-chab-ssp-082spec 001738e9 005000 08143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-084spec 001905e9 005000 08081

bc2003-hr-m72-chab-ssp-087spec 002188e9 005000 07990

bc2003-hr-m72-chab-ssp-088spec 002291e9 005000 07958

bc2003-hr-m72-chab-ssp-112spec 006405e9 005000 07345

bc2003-hr-m72-chab-ssp-113spec 007187e9 005000 07278

bc2003-hr-m72-chab-ssp-114spec 008064e9 005000 07211

bc2003-hr-m72-chab-ssp-115spec 009048e9 005000 07144

bc2003-hr-m72-chab-ssp-116spec 010152e9 005000 07092

bc2003-hr-m72-chab-ssp-117spec 011391e9 005000 07039

bc2003-hr-m72-chab-ssp-118spec 012780e9 005000 06985

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56 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m72-chab-ssp-119spec 014340e9 005000 06930

bc2003-hr-m72-chab-ssp-120spec 016090e9 005000 06876

bc2003-hr-m72-chab-ssp-121spec 018053e9 005000 06823

bc2003-hr-m72-chab-ssp-122spec 020256e9 005000 06771

bc2003-hr-m72-chab-ssp-123spec 022727e9 005000 06720

bc2003-hr-m72-chab-ssp-124spec 025500e9 005000 06669

bc2003-hr-m72-chab-ssp-125spec 028612e9 005000 06618

bc2003-hr-m72-chab-ssp-126spec 032103e9 005000 06566

bc2003-hr-m72-chab-ssp-127spec 036020e9 005000 06514

bc2003-hr-m72-chab-ssp-128spec 040415e9 005000 06461

bc2003-hr-m72-chab-ssp-129spec 045347e9 005000 06410

bc2003-hr-m72-chab-ssp-130spec 050880e9 005000 06356

bc2003-hr-m72-chab-ssp-131spec 057088e9 005000 06302

bc2003-hr-m72-chab-ssp-132spec 064054e9 005000 06253

bc2003-hr-m72-chab-ssp-133spec 071870e9 005000 06196

bc2003-hr-m72-chab-ssp-134spec 080640e9 005000 06143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-135spec 090479e9 005000 06088

bc2003-hr-m72-chab-ssp-201spec 1500000e9 005000 04972

bc2003-hr-m72-chab-ssp-204spec 1575000e9 005000 04960

bc2003-hr-m72-chab-ssp-214spec 1825000e9 005000 04924

bc2003-hr-m72-chab-ssp-218spec 1925000e9 005000 04908

Cuadro 71 Base N

57 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

3416 3436 [Ne v] 34260

3718 3735 [O II] 37260

3720 3737 [O II] 37288

3796 3802 H10 37979

3833 3841 H90 38354

3862 3871 [Ne III] 38691

3882 3891 H8 HeI 38890

3961 3973 [Ne III] 39678

3961 3974 Hε 39701

4024 4030 He I 40262

4067 4070 [S II] 40686

4095 4107 Hδ 41017

4332 4346 Hγ 43405

4469 4475 He I 44715

4854 4868 Hβ 48613

4947 4968 [O III] 49589

4998 5019 [O III] 50068

5009 5022 He I 50157

5156 5164 [Fe VII] 51584

5193 5202 [N I] 51991

5267 5274 [Fe III] 52704

5868 5883 He I 58756

6296 6303 [O I] 63003

6303 6315 [S III] 63121

6355 6372 [O I] 63638

6538 6591 [N II] 65480

6547 6576 Hα 65628

6575 6591 [N II] 65835

6667 6681 He I 66782

6710 6743 [S II] 67164

6718 6743 [S II] 67308

7061 7072 He I 70652

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58 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

7125 7142 [Ar III] 71358

7315 7329 [O II] 73195

7320 7335 [O II] 73302

6845 6945 BC03 lowastlowast7165 7210 BC03 lowastlowast7550 7725 BC03 lowastlowast5880 5906 NaD 5890 lowast lowast lowast9059 9079 [S III] 90690

lowast Lınea de emision

lowastlowast Region en la problematica Bruzual y Charlot (2003)

lowast lowast lowast Absorcion del medio interestelar en 5896A

Cuadro 72 Mascara General desarrollada por NataliaVale Asari (2005) para Starlight

59 Marıa E Rojas A

  • Acroacutenimos
  • Introduccioacuten
  • Fundamentos de Espectroscopiacutea
    • Fundamentos
    • Espectros Astrofiacutesicos
    • Nuacutecleos Activos de Galaxias
      • Sistema NGC6240
      • Sistema NGC6240
      • Coacutedigo de Siacutentesis Espectral
        • Modelo Fiacutesico - Matemaacutetico
        • Modelo Computacional
        • Bases Espectrales
          • Construccioacuten de una Poblacioacuten Estelar Simple (SSPs)
          • Modelos de Poblaciones Estelares Simples
              • Extraccioacuten y Anaacutelisis de Espectros
                • Reduccioacuten
                • Caracterizacioacuten
                  • Espectroscopiacutea Sinteacutetica
                    • Siacutentesis espectral
                    • Sustraccioacuten espectral
                    • Caracterizacioacuten espectral
                      • Clasificacioacuten de NGC6240
                        • Propiedades fiacutesicas de NGC6240
                          • Conclusiones
                            • Bibliografiacutea
                              • Anexos
Page 17: Espectroscop a estelar sint etica, aplicaciones astrof sicas · con modelos estelares que siguen una l nea de tiempo, producidos por la combinacion de bibliotecas de evolucion estelar,

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

En+1

En

I()

I()

I()

Estrella A

B

Figura 11 Representacion de los procesos de emision y absorcion

11 Fundamentos

Espectro Continuo Representa la intensidad de radiacion de un cuerpo con relaciona la longitud de onda El comportamiento de la radiacion fue descrito por Plancken 1900 como la radiacion de cuerpo negro

ρT (ν)dν =8πν2

c3

ehνκT minus 1 (11)

donde ρT (ν) es el numero de fotones por unidad de volumen existente entre lafrecuencia ν y ν + dν h es la constante de Planck h = 663 times 10minus34 Jtimess κ laconstante de Boltzmann κ = 1 38 times 10minus23JK ν la frecuencia y T la temperaturaabsoluta y c la velocidad de la luz

En esta descripcion la energıa esta cuantizada es decir los atomos y las moleculassolo pueden tener unidades discretas de energıa E = hν y cada valor de energıarepresenta un estado cuantico diferente Atomos y moleculas emiten o absorbenenergıa en paquetes discretos tambien llamados fotones los cuales son emitidoscuando cambian de estado cuantico

Transicion electronica Proceso responsable del cambio de estado cuantico de unatomo o molecula El estado cuantico mas bajo puede ser el fundamental y losestados cuanticos altos los estados excitados Entonces una transicion electronica

11 FUNDAMENTOS 7 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

de un estado cuantico menor a un estado mayor esta asociado a una absorcionde un foton que produce la lınea de absorcion sobre el continuo Sin embargo elestado de excitacion por lo general es de corta duracion produciendo una transicionelectronica en sentido contrario de un estado cuantico mayor a uno de estado menorproduciendo la emision de un foton asociada a la desexcitacion y vista con una lıneade emision en una direccion arbitraria figura 12

Estados excitados

Estado Fundamental

Absorcioacuten

E

Emisioacuten

Figura 12 Transiciones entre los niveles de energıa

Perfil de Lınea Es el nombre que recibe la lınea espectral que observacionalmen-te no es infinitamente delgada sino que presenta un ensanchamiento que fısica ymatematicamente se explica a partir de

1 Ensanchamiento natural relacionado con el principio de incertidumbre de Hei-senberg ∆E∆t = ~ donde ~ es la simplificacion de h

2πsiendo h la contante de

PlanckEl Ensanchamiento natural es la medida de la energıa correspondiente a unatransicion en un tiempo t Matematicamente se expresa como

∆λ asymp λ2

2πc

(1

∆ti+

1

∆ti

) (12)

donde el diferencial energıa es Efoton = hcλ siendo c la velocidad de la luz

se considera del orden de 10minus6A

11 FUNDAMENTOS 8 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

2 Ensanchamiento Doppler debido a que en la nube de gas algunos atomos sealejan y otros se acercan al observador la contribucion total de radiacion sepuede desplazar al rojo y al azul como consecuencia del movimiento del gas enrotacion y se conoce como corrimiento al rojo (y al azul) z definido ası

z =λobservada minus λemitida

λemitida=

∆λ

λemitida= plusmn|vr|

c

donde vr es la velocidad radial en terminos de la velocidad mas probable en ladistribucion de Maxwell- Boltzman asociada a la temperatura local (T ) como

vr =

radic2κT

m

siendo κ la constante de Boltzmann y m la masa Por tanto el ancho de la lınease ve ensanchado matematicamen ası

∆λ =2λemitida

c

radic2κT

m (13)

3 Ensanchamiento colisional asociado a la interaccion de los atomos que se en-cuentran sometidos a altas presiones donde los niveles energeticos son altera-dos por los iones o electrones del ambiente ampliando la lınea debido a la altaprobabilidad de choque con atomos adyacentes Tal ensanchado esta dado por

∆λ =λ2

c

ησ

π

radic2κT

m (14)

donde 1ησ

es trayectoria libre media para colisiones

Entonces una transicion electronica se presenta en un intervalo de frecuenciasν = ∆E

h donde la intensidad de radiacion varıa en la vecindad de una frecuen-

cia central ν0 y se describe a traves de una funcion de probabilidad medianteun perfil de Lorentz o un perfil Gaussiano figura 13

Ancho equivalente (Wλ) es el ancho medido en A de una caja rectangular quecontiene un area igual a la contenida por un perfil de lınea espectral o el areamedida entre el nivel del continuo normalizado a la unidad con referencia cero

Wλ =

intfo(λ)minus fc(λ)

fc(λ)dλ (15)

donde fc(λ) es el flujo del continuo y fo(λ) es el flujo observado medido en A (figura14)

11 FUNDAMENTOS 9 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

F (υ)υο

Inte

nsid

ad d

e ra

diac

ioacuten

φ(υ)

Perfil de Lorentz

Perfil Gaussiano

Figura 13 Representacion grafica de un perfil de lınea

Ancho total a la mitad de la altura (FWHM por sus siglas en ingles) es el anchomedido a la mitad de la altura entre el continuo y el maximo del perfil de lınea y semiden en en A figura 14

Flujo Instantaneo es la energıa por unidad de tiempo que atraviesa un area dSobtenida al integrar la densidad de flujo espectral en todas las frecuencias posibles

F =

int π2

0

int 2π

0

I cos θ sen θdθdφ = πI (16)

siendo I la intensidad total emitida uniformemente en todas las direcciones Unaunidad de medida son los Janskys (10minus26 W mminus2 Hzminus1)

Luminosidad Se define como la energıa por unidad de tiempo emitida por una fuenteluminosa en todas las direcciones es decir en un angulo solido de 4π esteroradianesEn una radiacion isotropica la luminosidad se expresa como

L = 4πR2F (17)

donde F es la densidad de flujo que pasa a traves de una superficie que rodea lafuente luminosa a una distancia R por segundo su unidad de medida son ergs sminus1El termino 4π R2 corresponde al area superficial de la fuente luminosa obtenida dederivar el volumen de la esfera con respecto al radio

11 FUNDAMENTOS 10 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

FWHM

F2

F

120582[Å] 0

119865120582

W

0

FWHM

Figura 14 Representacion grafica de FWHM (Ancho total a la mitad de la altura porsus siglas en ingles)

Luminosidad Especıfica es la energıa en una frecuencia ν emitida por una fuentepor segundo

Lν = 4πR2Fν (18)

12 Espectros Astrofısicos

El espectro de una estrella o una galaxia contiene un continuo proveniente de la fuente yun espectro de lıneas superpuesta sobre el proveniente de las nubes en la vecindad de lafuente Todas las caracterısticas fısicas de estas nubes se adquieren con la interpretacionde las propiedades de las lıneas En el cuadro 11 se encuentran registradas las lıneas deemision y absorcion mas reportadas en la literatura con sus longitudes de onda especıficasen ellas sobresalen las lıneas de hidrogeno (serie de Balmer) lıneas de helio neutro lıneasde hierro doblete hidrogeno lınea de calcio ionizado (K) y la lınea del calcio neutro entreotras

En la figura 15 se observa el espectro de la galaxia NGC224 catalogada como una ga-laxia normal (Peimbert M amp Torres-Peimbert S 1981 Shuder J M Osterbrock DE1981 y Filippenko A V amp Sargent W L W 1988) en donde es posible encontrarlıneas anchas en las lıneas de Hα y Hβ asociadas a la alta velocidad del gas de la zonacentral

12 ESPECTROS ASTROFISICOS 11 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ [A] Lınea λ [A]

[O II] 3726032 [O III] 4958900

He I 3820000 [O III] 5006840

[NeIII] 3868760 C-C 5165000

K Ca-II 3933000 Fe II 5197570

H Ca-II 3968000 [O I] 6300304

HeI 4026000 [O I] 6363776

[S II] 4068600 [N II] 6548050

Fe II 4178862 Hα 6562819

Hδ 4101740 [N II] 6583460

Hγ 4340471 [S II] 6716440

Hβ 4861300 [S II] 6730810

Cuadro 11 Lıneas de absorcion y emision reportadas en la literatura

13 Nucleos Activos de Galaxias

Las galaxias con un nucleo activo (AGNs por sus siglas en ingles) son aquellas galaxiasque contienen una fuente central muy compacta altamente luminosa y emisoras de uncontinuo de gran cantidad de energıa y la presencia de intensas lıneas de emision El mode-lo que mejor describe las caracterısticas observadas en los AGNs es el Modelo Unificadoen donde se plantea que cada AGN contiene un agujero negro supermasivo en la regıoncentral (M amp 109M) y un disco de acrecion fuente del intenso continuo radiado Masdistante existe una region a la cual se le asocia la emision de lıneas denominada region delıneas anchas (BLR con vFWHM gt 100Kms) y mas distante una region de lınea delgadas(NLR con vFWHM lt 100Kms) rodeando un toro oscurecedor

Existen diferentes tipos de AGNs debido al registro de emision entre los que sobresalen

Galaxias Seyfert Objetos que presentan un nucleo brillante con lıneas de emisionproducidas por atomos en un amplio rango de ionizacion Un analisis espectral per-mitio categorizar estos AGNs en dos tipos Seyfert tipo 1 en donde se observan lıneasde emision anchas y Seyfert tipo 2 en donde se observan lıneas de emision estrechasestas galaxias se identifican segun la orientacion de observacion

Quasars AGNs que debido a sus distancias se observan como objetos muy brillantescon halos difusos estas son galaxias tıpicas en los primeros estadıos del universoaunque se encuentren tambien en el universo local

13 NUCLEOS ACTIVOS DE GALAXIAS 12 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

F λ[1

0-14

cm-2s-

1 Å-1]

0

2

4

6

8

λ[Å]3500 4000 4500 5000 5500

NGC224

Figura 15 Galaxia normal NGC224 fuente NED

LINERs (del ingles Low-Ionization Nuclear Emission-line Region) estas galaxiasson de baja luminosidad y sus espectros se asemejan a una tıpica galaxia Seyfert 2

En la figura 16 se presenta un espectro caracterıstico de un nucleo activo en el se puedeobservar que el continuo no responde a la ley de cuerpo negro y que ademas la intensidadde las lıneas de emision es superior a la intensidad de las lıneas de absorcion

F λ[1

0-17

cm-2s-

1 Å-1]

0

500

1000

1500

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Mkr699

Figura 16 Galaxia con nucleo activo MRK 0699 fuente SDSS

En algunas galaxias con nucleos activos tambien es posible encontrar intensa formacionestelar en la vecindad del AGN o en los brazos de la estructura huesped Esta actividadde formacion incrementa la emision en el infrarojo de manera que tambien se puedenclasificar como

13 NUCLEOS ACTIVOS DE GALAXIAS 13 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

LIRGs Galaxias Luminosas en el Infrarrojo (por su siglas en ingles Luminous In-frared Galaxies) con luminosidades L sim 1011L

ULIRGs Galaxias Ultra Luminosas en el Infrarrojo (por su siglas en ingles UltraLuminous Infrared Galaxies) presentan luminosidades L gt 1012L

Starburst galaxias que presentan una tasa de formacion estelar muy alta en un cortoperiodo de tiempo de la galaxia

13 NUCLEOS ACTIVOS DE GALAXIAS 14 Marıa E Rojas A

CAPITULO 2

Sistema NGC6240

NGC6240 (IC4625 UGC10592 MCG00-43-004 VV617 Psk1650+024) es un par inte-ractuante entre una galaxia elıptica y una galaxia ultraluminosa (IRAS 16504 0228)Fosbury amp Wall (1979) con dos nucleos en la region central Fried amp Schulz H (1983)Se encuentra a una distancia de 98 Mpc con ascension recta en 16h 52m 589s y declina-cion +02 24

prime03

primeprime desplazandose con una velocidad promedio de 7339 km sminus1

La morfologıa del sistema presenta una alteracion debida a la interaccion sin embargoSchulz et al (1993) detecta por primera vez la presencia de dos nucleos en la region cen-tral que segun las imagenes en el rojo de Dopita M A et al (2002) presentan fuertescolas de marea asociadas a la fusion hecho que llevo a catalogarla como un sistema demorfologıa compleja Observaciones en el optico han establecido que la separacion entrelos dos nucleos es de aproximadamente 16

primeprime(08 kpc) (Scoville NZ et al 2000) en

sentido norte-sur siendo el nucleo sur el mas brillante mientras que observaciones enradio calculan una separacion de 14

primeprime (Carral Turner amp Ho 1990) con una velocidad

de dispersion entre ellos de 229 km s minus1 (Tecza et al 2000 Genzel et al 2001)

El sistema NGC6240 posee una metalicidad aproximada de una decima solar (Oliva ampOriglia 1998) y es una fuente infrarroja ultraluminosa en donde el 99 de la lumino-sidad es bolometrica en el infrarrojo (Wright et al 1984 Soifer et al 1984) con unaluminosidad aproximada de 3 5times 1011 L (Yun amp Carilli 2002) de donde se estima queen un 50 a 75 es proveniente de un starburst (Genzel et al 1998 Rigopoulou etal 1999 Laurent et al 2000 Lutz et al 2003) mientras que el restante 25 o 50 proviene de la luminosidad del nucleo activo (Komossa et al 2003 Iwasawa amp Comastri1998 Vignati et al 1999 Iwasawa 1999 Matt 1999) derivado de los analisis en rayos Xen la lınea de emision de FeK a 64 keV para ambos nucleos y en la emision del continuo

15

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

a 100 keV

Un analisis del espectro en el optico muestra una fuerte emision en la lınea de [O III]y una debil emision en la lınea [O II] en el nucleo sur que se contrasta con una debilemision en la lınea [O III] y una fuerte emision en la lınea de [O II] del nucleo norteBarbieri C et al (1993) El espectro de NGC 6240 se destaca ademas por la relacionentre la lıneas de emision del hidrogeno molecular y la emision de [Fe II] en 164 micras(Becklin et al 1984 Rieke et al 1985 DePoy et al 1986) siendo la emision de Hα masfuerte al noroeste de la galaxia en contraste con la emision en el rojo al norte y al oestedel sistema El continuo puede ser descrito por modelos de absorcion con una instensidadaproximada de 650 mJy (Van Driel Wet al (2000)) debida a la emision nuclear directa(Vignati et al 1999 Netzer et al 1998)

Los estudios en el optico muestran que la emision de Hα se puede ver afectadas por laabsorcion asociada a la formacion estelar este hecho se refleja en la clasificacion paraeste sistema dentro de la taxonomıa de las galaxias activas ya que que su espectro sepuede clasificar como el de una galaxia con una region nuclear emisora de baja ionizacion(LINER) o Seyfert 2 (Kewley et al 2001 Goldader et al 1997a 1997b Kim et al 1995Veilleux et al 1995)

Existen varios estudios espectroscopicos del infrarrojo (IR) en la literatura (Doyon et al1994 Lester et al 1994) que muestran diferencias en la naturaleza de la poblacion estelarse considera que la poblacion estelar joven es la dominante del sistema Oliva et al (1999)

Otros estudios reportan poca actividad de H2O (Braatz et al 1997) sin embargo se con-firma la presencia de un perfil de absorcion en OH Baan et al (1985 1992) en dondealrededor de la mitad del flujo se concentra en una gruesa estructura de disco ubicadaentre el IR y el radio con una velocidad de 800 km sminus1 y un ancho total de lınea de 1400km sminus1 que revelan la complejidad de la dinamica de gases en este sistema debida a lagran perdida de masa que se aproxima a 500 M anominus1

Las recientes observaciones de NGC6240 realizado por el Satelite Chandra permitieroninvestigar el difuso halo galactico gracias a la emision de rayos X blandos en una regionde 110 times 80 kpc donde el gas tiene una temperatura aproximada de 75 millones deKelvin con una densidad estimada de 25 times 10minus3cmminus3 una masa total de 1010M unaluminosidad de 4 times 1041erg sminus1 y una metalicidad menor a 0 1Z Un analisis espectralespacialmente resuelto revela variaciones en la emision en Hα lo que implica un enri-quecimiento uniforme por parte de las supernovas de tipo II La evidencia observacionalapunta al aumento de la formacion de estrellas dentro de una gran abundancia de gasEmanuele Nardiniet al (2013)

16 Marıa E Rojas A

CAPITULO 3

Codigo de Sıntesis Espectral

Los astronomos han desarrollado algunos metodos para obtener informacion sobre la com-posicion de las estrellas y galaxias Uno de ellos es el analisis e interpretacion de los estadoselectronicos de los iones atomos y moleculas de las atmosferas de las estrellas y medio in-terestelar pertenecientes a una galaxia los cuales son reproducidos matematicamente a finde obtener espectros integrados que reconstruyen el espectro sintetico de la galaxia Hoyse tienen dos escuelas que describen la llamada sıntesis de poblacion estelar Evolutiva ySemi-empirıca En la primera escuela la sıntesis se obtiene al reproducir un biblioteca deespectros a partir de condiciones fısicas hipoteticas como historia de formacion estelarevolucion quımica y funcion de masa inicial sin embargo hay incertidumbre sobre las con-diciones fısicas reales de cada biblioteca En la segunda escuela la sıntesis es el resultadode una combinacion lineal de espectros de estrellas yo aglomerados con incertidumbre enla capacidad de las bases estelares para reproducir las condiciones diversas de las galaxiasGomes (2005)

El Dr Roberto Cid Fernandes desarrollo en 2005 un codigo de sıntesis mediante el al-goritmo Metropolis-Markov llamado Starlight Spectral Synthesis Code -Starlight el cualcombina linealmente elementos de bases estelares construidas a partir de observaciones yelementos de bases de poblaciones estelares simples teoricas con edad metalicidad y masadesarrolladas por Bruzual amp Charlot (2003) En este capıtulo se presenta la configuracionde las propiedades fısicas matematicas y computacionales del codigo Starlight

17

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

31 Modelo Fısico - Matematico

En la sıntesis espectral el espectro de una galaxia se compone de una combinacion linealde espectros de poblaciones estelares dentro de un espacio finito ξN con N componentesy elementos Lj(λ) (j = 1 N) Cada Lj es un espectro que depende de la poblacionestelar en un intervalo de longitud de onda λ La ecuacion principal del modelo de sıntesisespectral es

M(λ) =Nsumj=1

xjLj(λ) (31)

donde xj es el coeficiente de expansion y M(λ) es el espectro modelado de salida Laecuacion 31 puede expresarse como

M(λ)

M(λ0)=

Nsumj=1

xj

(Lj(λ)

Lj(λ0)

) (32)

donde se introduce la condicion de normalizacionsumN

j=1 xj = 1 que se cumplira en lalongitud de onda λ0 Ademas es posible interpretar que

M(λ) es el espectro modelo de prueba que a diferencia del espectro observado O(λ)puede consistir de unicamente lıneas de absorcion y un continuo

λ0 es la longitud de onda normalizada M(λ0) y Lj(λ0) son los valores del modelo

y espectro de la poblacion estelar j en λ0 Para este caso se considera λ0 = 4020 A

xj es el flujo monocromatico de la componente j en λ0 en el espacio ξN con extincionAV Al conjunto minusrarrx equiv (x1 xN) se llama el vector de poblacion e indica en lapractica la fraccion de luz debido a cada elemento N Por lo general esto no sumael 100 de la contribucion de luz

Lj(λ) es la poblacion estelar j del espacio ξN que comprende un elemento de labase Cada uno corresponde a una caracterıstica astrofısica bien definida (edad (tj)

metalicidad (Zj)) asociada a Lj medida en unidades L Aminus1 M

Para hacer un analisis funcional con el objeto de encontrar las relaciones del coeficiente xjes necesario una interpretacion matematica de los dos primeros items y una interpretacionfısica de los dos ultimos ası

1 Producto Interno como las funciones del espacio ξN son analıticas es necesariogarantizar que estas cumplan una relacion de ortogonalidad y ortornormalidad enun intervalo [a b] con respecto a una funcion de peso ε(λ) es decir

(Lm(λ) Ln(λ)) =

int b

a

Lm(λ)times Ln(λ)times ε(λ)dλ = Cmnδmn

31 MODELO FISICO - MATEMATICO 18 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

donde δmn es el delta de Kronecker y Cmn es una constante entonces si δmn es 1para todos los m y n se dice que el conjunto es ortonormal Por tanto

Nsumj

xj = 1 (33)

2 Extincion no se tiene en cuenta en el modelo Se sabe que la luz al atravesarun medio interestelar de gas o polvo presenta fenomenos de absorcion o dispersioncausando el llamado enrojecimiento del espectro el cual debe ser previamente co-rregido

3 Dispersion de velocidad es un proceso fısico debido a la dinamica estelar y estarelacionado con el corrimiento Doppler Ası el efecto neto sera el ensanchamiento delas lıneas de absorcion en el espectro observado (Oλ) efecto que debe ser corregidopreviamente

Incorporando las anteriores consideraciones la ecuacion 32 para un modelo fısico resulta

M(λ)

M(λ0)=

Nsumj=1

xj

(Lj(λ)

Lj(λ0)

)r(λ)otimesG(v σ) (34)

donde

r(λ) equiv 10minus04(AλminusAλ0) es el termino de extincion Aλ es la extincion del polvo en la

longitud de onda λ y Aλ0 es el enrojecimiento en la longitud de onda normalizadaλ0 En este trabajo se asume que la curva de extincion es similar a la de nuestragalaxia por eso se utilizara la ley de extincion de Cardelli et al (1989) Ademas seasume que todas las componentes estelares es decir cada elemento de la base sufreel mismo enrojecimiento AV

G(v σ) es una distribucion gaussiana de velocidades centrada en v con amplitudde dispersion σ Los espectros de base (L1(λ) LN) son convoluıdos1 (sımbolootimes) con G(v σ) para tener el ancho de las lıneas de absorcion y emision de M(λ)debidos a la cinematica estelar

1La convolucion transforma un espectro F (λ) a un espectro I(λ) dado por

I(λ) =

int +infin

minusinfinF

(λprime =

λ

1 + vc

)G(v v σ)dv (35)

31 MODELO FISICO - MATEMATICO 19 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

32 Modelo Computacional

La herramienta computacional que permitio realizar los calculos con la ecuacion 34 seencuentra disponible en wwwstarlightufscbr El codigo realiza una descomposicion deun espectro observado O(λ) sobre una base de espectros de poblaciones estelares simplescomo una combinacion lineal encontrando el mejor ajuste de M(λ) con relacion a O(λ)El ajuste a O(λ) se realiza a traves de la tecnica derivada de la mecanica estadısticaconocida como Simulated Annealing utilizada para encontrar los parametros mınimosmediante el algoritmo Metropolis - cadenas de Markov

χ2 equiv χ2 (minusrarrx M(λ0) Av v σ)) =

λfsumλi

(O(λ)minusM(λ))2 ω(λ)2 (36)

donde ω(λ)2 = eminus1λ es la funcion de peso expresada como la mascaraerror en cada λ

siendo cero para las longitudes de onda con flujos falsos o lıneas enmascardas λi es la lon-gitud de onda inicial y λf la longitud final de la suma en la funcion de χ2 Cid Fernandeset al (2004)

El ajuste se realiza en cuatro etapas

1 Primeros ajustes (First Fits FF) Hace un amplio barrido del espacio de parametros

Programa de enfriamiento el algoritmo pasa a traves de la base N disminu-yendo la temperatura iniciando desde la mas caliente hasta un valor mınimode temperatura definido en el archivo de configuracion siguiendo la funcionde probabilidad de Boltzmann y utilizando el criterio Metropolis planteado enCid Fernandes et al (2004b)

Adaptacion de la funcion peso Ajusta el peso de forma dinamica segun laeficiencia de las temperaturas aceptadas Cid Fernandes et al (2004b)

Criterios de convergencia centralizado en el valor adimensional el cual dacuenta de la convergencia de las cadenas asociado a cada elemento de la baseGelman y Rubin et al (1992)

Parametros cinematicos se define un valor para v y σ que se mantiene cons-tante en todo el algoritmo Metropolis Cid Fernandes et al (2004b)

2 Correcciones (Clip amp Refit) permite comprobar el peso asignado a cada punto res-pecto al espectro de entrada estableciendo el NSIGMA de ajuste

3 Apropiacion (Burn-In) es considerada la ultima etapa de Starlight ya que tomatodas las cadenas de Markov construidas en el paso anterior que tengan mayorpeso para encontrar ası el mejor ajuste de un espectro de entrada respecto a cadacadena

32 MODELO COMPUTACIONAL 20 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

4 Ultimos ajustes (EX0) desecha los componentes irrelevantes de la base N y afina elajuste generando el archivo de salida

33 Bases Espectrales

Una base espectral utiliza poblaciones estelares simples (SSPs) representadas mediantecumulos de estrellas que nacen a partir de una misma nube de gas con composicion quı-mica homogenea a traves de una formacion estelar intensa y caracterizada por tener unaedad y metalicidad bien definida

Definir las componentes N de la base es de vital importancia para que los resultadostengan alguna conexion con la realidad por ejemplo si se desea identificar la edad delas componentes estelares de una galaxia es necesario que la base precise dentro de susparametros la edad o metalicidad de cada N

331 Construccion de una Poblacion Estelar Simple (SSPs)

El metodo para generar la base de poblaciones estelares contiene tres componentes prin-cipales

1 Observaciones reunidas en bibliotecas estelares de espectros Estas varıan segun latemperatura y la luminosidad de las estrellas de acuerdo con las regiones que sepueden establecer en el diagrama Hertzsprung-Russell (HR)

2 Modelos teoricos de trayectorias evolutivas Estas predicen como serıa la evolucionde las estrellas en un diagrama HR que aportan a la formalizacion de una poblacionestelar

3 Funcion de masa inicial (FMI) φ(m) Pondera el numero de estrellas de masa entrem y m + dm independiente del tiempo y normalizada como

intmφ(m)dm = 1

El espectro de una estrella de masa m que depende de la longitud de onda λ la metali-cidad Z y la edad tprime definido por I(λm t

prime Z) en luminosidades solares [L] y con untiempo de vida τ(m) se define como

I(λm tprime Z) =

f(λm t

prime Z) si tprime le τ(m)

0 si tprime gt τ(m)(37)

donde f es una funcion de λm tprime y Z

Ahora se define

Ψ(tprime) tasa de formacion estelar

33 BASES ESPECTRALES 21 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Z(tprime) ley de enriquecimiento quımico

si se tiene una nube de gas con formacion estelar donde despues de un tiempo de vidat se tienen varias estrellas de distintas masas con edad tprime se debe satisfacer la relaciontprime le t ya que las estrellas no pueden ser mayores que el sistema Sin embargo las estre-llas con edades tprime nacieron en un tiempo t minus tprime donde la tasa de formacion estelar y elenriquecimiento quımico son diferentes de las actuales

El numero de estrellas con edad entre tprime y tprime+dtprime y masas entre m y m+dm en un tiempot esta dada por

dN(t) = Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdtprime (38)

Si la metalicidad esta dada por Z(tminus tprime) la suma de los espectros de las estrellas de edadentre tprime y tprime + dtprime y de masas entre m y m+ dm en el tiempo t es

I total(λm tprime Z(tminus tprime)) = I(λm t

prime Z(tminus tprime))times dN(t)

I total(λm tprime Z(tminus tprime)) = I(λm t

prime Z(tminus tprime))Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdtprime (39)

El espectro total en el tiempo t teniendo en cuenta todas las estrellas con masas entre ellımite inferior de las masas estelares (Mupp) y el lımite superior de masas estelares (Mlow)es

I(λ t) =

int t

0

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(tminus tprime))Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdt

prime (310)

Esta es la ecuacion general para crear un espectro l(λ t) de poblaciones estelares sujetoa una tasa de formacion estelar y a un enriquecimiento quımico determinado Por tantopara formar una poblacion estelar simple con una metalicidad Z y una edad t bien definidasolamente es necesario establecer Ψ(tminus tprime) como

Ψ(tminus tprime) = C times δ(tminus tprime) (311)

donde C es una constante de dimensiones [C] equiv [M] y δ(t minus tprime) equiv [anominus1] Luego laecuacion 310 se reemplaza por

I(λ t) =

int t

0

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(tminus tprime))Cδ(tminus tprime)φ(m)dmdt

prime (312)

Por tanto el espectro con una metalicidad definida en un tiempo tprime = 0 es

I(λ t) = C

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(0))φ(m)dm (313)

Con una poblacion estelar simple es posible generar los elementos de la base a partir dela ecuacion 313 como

33 BASES ESPECTRALES 22 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

L(λ t Z(0)) =I(λ t)

C

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(0))φ(m)dm (314)

L(λ t Z(0)) puede ser llamado Lj(λ) cuando t = tj y Z(0) = Zj con unidades [Lminus1Mminus1

]Por lo tanto el termino Lj(λ) se puede expresar como

Lj(λ) asympsumi

I(mi tj Z(j))φ(mi)∆mi donde τ(mi) le tj (315)

indicando que para calcular Lj(λ) se suman los espectros individuales de estrellas de unabiblioteca estelar dada a lo largo de una edad tj y metalicidad Zj por una funcion de masainicial

332 Modelos de Poblaciones Estelares Simples

Los espectros de las estrellas Lj(λ) se agrupan en diferentes modelos de poblaciones es-telares simples (SSPs) difiriendo en el conjunto de bibliotecas estelares y requerimientosevolutivos pero todos utilizan la funcion de masa de Chabrier (2003)

Υ(logm) prop

exp[minus

(logm minus logmc)2

2σ2

] si m le 1M

mminus13 si m gt 1M

(316)

con mc = 0008 y σ = 0069 Esta funcion de masa indica la cantidad de estrellas en unintervalo logarıtmico de masa 2

Los modelos utilizados son

STELIB (Stellar Library) contiene 249 estrellas observadas entre 3200A - 9500A yresolucion espectral de 3A (Le Borgne et al 2003)

2 podemos reemplazar φ(m) con la condicion de normalizacionint Mupp

Mlow

mΥ(logm)d logm = 1 (317)

con d logm

dm= 1

m ln 10 = d logm

dm= log e

m tenemos

log e

int Mupp

Mlow

Υ(logm)dm =

int Mupp

Mlow

mφ(m)dm = 1 (318)

por tanto

φ(m) = log eΥ(logm)

m (319)

33 BASES ESPECTRALES 23 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Nombre Metalicidad [Z] Fuente

Padova 1994 0001ndash 010 Alongi et al (1993)

Bressan et al (1993)

Fagotto et al (1994a)

Fagotto et al (1994b)

Girardi et al (1996)

Padova 2000 00004 ndash003 Girardi et al (2000)

Geneva 002 Schaller et al (1992)

Charbonnel et al (1996)

Charbonnel et al (1999)

Cuadro 31 Trayectorias Evolutivas usadas en BC03 Fuente BC03

MILES (A Medium Resolution INT Library of Empirical Spectra) Contiene 985estrellas observadas entre 3200A - 7500A y resolucion media de 23A (Sanchez-Blazquez et al 2006)

Granada contiene 1654 espectros estelares compuestos con modelos de atmosferaestelar entre 3000A - 7000A y resolucion espectral de 03A (Martins et al 2005)

Bruzual amp Charlot (2003 BC03) Contiene 26 modelos de base con SSPs calculadosutilizando trayectoria evolutiva de Padova 1994 (Alongi et al 1993 Bressan et al1993 Fagotto et al 1994 Girardi et al 1996) cada base contiene 221 espectros dealta resolucion con edades desde t = 0 a t = 20 Giga anos en un rango de 3200A -9500A en unidades de LAminus1 Mminus1

13 de estas SSPS utilizan la FMI de Chabrier(2003) con Mlow = 01 M y Mupp = 100 M normalizados a una masa total de1M en las estrellas a la edad t = 0 las otras 13 SSPs son analogos Salpeter

Para este trabajo se adapto la base de poblaciones estelares simples de la biblioteca deBruzual e Charlot (2003 BC03) que se basa en trayectorias evolutivas y en bibliotecasde espectros estelares descritas en la tabla 31 32 y 33 La mayorıa de los resultadospublicados de Starlight usan este modelo por su amplia gama en edades y metalicidades

Para reproducir la formacion estelar de NGC6240 se utiliza una base que contiene 200SSPs con edades entre 2 times 106 y 13times1010 anos con resolucion de 3A en un rango de3200A a 9500A para las metalicidades de 02Z (m42) 04Z (m52) 1Z (m62) y 25Z(m72) con rutas evolutivas de Padova 1994 libreria STELIB 2003 y funcion masa inicialde Chabrier (2003) mostrados en el cuadro anexo 71 y visualizados en la figura 31 Ca-da una de las figuras representa una metalicidad de la base con sus respectivos 50 SSPscorrespondientes a diferentes edades En ellas es posible observar que los espectros se

33 BASES ESPECTRALES 24 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Nombre Tipo Intervalo de Resolucion Intervalo de Fuente

longitud de onda metalididad

BaSeL teorica 91 A a 160 micro m 300 105Z a 10Z Kurucz (1995 pc)

Bessel et al (1989)

Bessel et al (1991)

Fluks et al (1994)

Allard amp Hauschidt (1995)

Rauch (2002)

STELIB observacional 3200A a 9500A 2000 - 20 lt[FeH] lt050 Le Borgne et al (2003)

Pickles observacional 1205A a 25 micro m 500 Z Pickles (1998)

Fanelli et al (1992)

Cuadro 32 Bibliotecas de espectros estelares de BC03 Fuente BC03

Nombre Calibracion Fuente

BaSeL 10 teorica Lejeune et al (1997)

Lejeune et al (1998)

BaSeL 22 semi-empırica Lejeune et al (1997)

Lejeune et al (1998)

BaSeL 31 semi-empırica Westera (2000)

Padova 2000 00004 a 003 Westera et al (2002)

Cuadro 33 Diferentes calibraciones basadas BaSeL Fuente BC03

33 BASES ESPECTRALES 25 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

distribuyen desde la poblacion estelar de mayor temperatura en la parte superior hastalas mas frıas en la parte inferior cada espectro se encuentra calibrado por flujo y sonnormalizados a la unidad de masa solar (M)

Otra caracterıstica de la base BC03 es que no reproduce las lıneas de emision observadaspor lo tanto solo es posible reproducir las lıneas de absorcion debidas a la formacionestelar Es entonces donde el codigo requiere enmascarar o definir rangos de longitud deonda que correspondan a las lıneas de emision con el fin de aumentar la sensibilidaddel ajuste y encontrar ası la componente de absorcion que puede estar siendo opacadapor las lıneas de emision del mismo intervalo Para este trabajo se utiliza la mascarageneral dispuesta dentro del codigo adaptada en la tesis doctoral Natalia Vale Asari(2005) donde se enmascaran la lıneas de emision mas fuertes La mascara esta basada enlos trabajos de Gonzalez-Delgado et al (1995) Pastoriza et al(1993) Benjamin et al(1999) y Zhang et al (2005) y en regiones problematicas de la base de Bruzual y Charlot(2003) asociadas a efectos turbulentos entre 6845A - 6945A y entre 7550A - 7725A y laregion entre 7165A -7210A debida a errores sistematicos La mascara general detallada sepuede ver en la tabla anexa 72

33 BASES ESPECTRALES 26 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

02 Z∘

Log(L λ)[L ∘Å-

1 M∘-

1 ]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

04 Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

file=357911131415171921232527293133353639414345474951535557596163

(a) (b)Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

file=357911131517192123252729313335373941434547495153555759

25Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

y136y135y132y131y130y129y128y127y125y122y121y120y119y118y117y116y115y114y109y106y98y95y94y93y92y90y88y89y97y86y85y84y83y81y59y58y57y56y55y54x51y51y49x48y48y47y46y40y39

(c) (d)

Figura 31 Espectros de SSPs del modelo BC03 Bruzual amp Charlot 2003 para diferentesmetalicidades (a) 02Z (m42) (b) 04Z (m52) (c) 1Z(m62) (d) 25Z(m72) cadametalicidad contiene 50 SSPs con edades entre 2times 106 y 13times 1010 anos Resolucion de3A

33 BASES ESPECTRALES 27 Marıa E Rojas A

CAPITULO 4

Extraccion y Analisis de Espectros

El espectro original se obtuvo con el espectrografo ISIS del telescopio William Herschel de4 2m (WHT) instalado en la Palma (Canarias) utilizando las configuraciones R300B -CCD EEV 12 y R316R - CCD MARCONI2 para los brazos azul y rojo respectivamenteentre 3000A- 5000A y 5000A - 7800A con una escala de 149 segundos de arcomm alo largo de la hendidura El espectro fue cedido por la doctora Rosa Gomez Delgadodel Instituto de Astrofısica de Andalucia Los detalles de la observacion se encuentranregistrados en la tabla 41

Fecha Brazo CCD+gratting Slit PA Slit width (arcsec) texp[sec]

20050910 Red MARCONI2+R316R 88593063 1237020 900

20050909 Blue EEV12+R300B 88620857 1237020 900

Cuadro 41 Resumen de las observaciones espectroscopicas de NGC6240

41 Reduccion

En un espectro obtenido con una apertura donde no es posible identificar cual es lazona espacialmente localizada se hace necesario encontrar la orientacion espacial a fin deajustar la imagen espectral respecto a una imagen fotografica de orientacion conocida Estareorientacion fue realizada por Rosa Gomez Delgado y Mario A Higuera G con rutinas deIRAF (Image Reducction and Astronomical Facilities ver httpwwwirafcom) tomandocomo imagen fotografica de referencia la dispuesta en la base del Telescopio EspacialHubble (HST) ver httphubblesiteorggallery

28

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Figura 41 Reduccion espectral para el filtro Rojo separacion espacial fuente Mario AHiguera G

Un vez reorientado el espectro original se realizo una separacion de la cantidad de luzque paso a traves de la apertura del instrumento para los filtros rojo y azul a lo largodel rango espacial definido En la apertura espacial aparecen todas las fuentes de emisionpresentes en el momento del registro Al visualizarlas con la rutina apall de IRAF figura41 se separan las regiones de estudio

El analisis permito identificar y reducir seis zonas en total para cada filtro que al sersuperpuestas con la imagen fotografica espacial de NGC6240 se distiguieron ası zona Inucleo del sur zona II proximidad hacia el sur de la zona I zona III proximidad hacia elnorte del registro fotografico zona IV nucleo del norte zona V seccion intermedia entrelos dos nucleos y finalmente la zona VI estrella de calibracion

De todas las zonas se obtuvo un espectro para cada filtro estos fueron normalizados ypromediados con el fin de dar unicidad y ası permitir visualizar un espectro del visible enun rango entre 3200A y 7200A para todas las zonas Los espectros obtenidos se corrigieronpor Doppler (z = 0024480 NED ver httpnedipaccaltechedu) y exceso de colorasociado al polvo segun Cardelli et al (1989) en donde

E(BminusV ) = minus232 log

(Rint

Robs

)siendo Rint = 31 y Robs =HαHβ la relacion de flujos previamnete calibados de las lıneasHα y Hβ medidos por tecnica de separacion en LINER1

1LINER herramienta computacional del reporte interno de Richard W Pogge la cual utiliza una

41 REDUCCION 29 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Figura 42 Imagen fotografica del HST de NGC6240

Los espectros al final de la reduccion que se utilizaron para este trabajo se presentan enla figura 43

Al realizar el analisis de cada una de las zonas reducidas se encuentra que las zonas Iy IV presentan espectros asociados a nucleos activos las zonas II y III corresponden alas regiones adyacentes de estos nucleos que debido a su baja razon senal-ruido no serananalizadas en este trabajo la zona V corresponde a la zona intermedia debida a la fuertecomponente estelar presente en el espectro y finalmente la zona VI presenta un espectrocaracterıstico de una estrella identificada en la imagen fotografica que se utiliza comopatron de referencia figura 42

tecnica que define un continuo arbitrario sobre el cual es posible marcar el centro esperado de una lıneasobre un espectro esto permite adquirir los valores de λ centro de lınea FWHM ancho equivalente yflujo de las lıneas tanto de emision como de absorcion

41 REDUCCION 30 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

0

2eminus13

4eminus13

6eminus13

8eminus13

λ[Å]4000 5000 6000

Zona I

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

0

2eminus16

4eminus16

6eminus16

8eminus16

1eminus15

12eminus15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona II

(a) (b)

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

minus2eminus16

minus1eminus16

0

1eminus16

2eminus16

3eminus16

4eminus16

λ[Å]3000 4000 5000 6000 7000

Zona III

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

0

5eminus14

1eminus13

15eminus13

2eminus13

25eminus13

3eminus13

35eminus13

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona IV

(c) (d)

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

minus1eminus16

0

1eminus16

2eminus16

3eminus16

4eminus16

5eminus16

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona V

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

2eminus17

4eminus17

6eminus17

8eminus17

1eminus16

12eminus16

λ[Å]4000 5000 6000 7000

ZonaVI

(e) (f)

Figura 43 Espectros reducidos del visible para NGC6240 (a) Zona I (b) Zona II (c)Zona III (d) Zona IV (e) Zona V (f) Zona VI

41 REDUCCION 31 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

42 Caracterizacion

Los espectros de las zonas I y IV son caracterizados por los valores de λ centro de lıneaFWHM ancho equivalente y flujo de las lıneas de absorcion y emision los cuales se puedenobservar en las tablas 42 y 43 para cada zona respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259856 141934 121105 932365

He I lowast 3820000 38243220 240649 -368885 -331320

[Ne III] 3868760 38665283 196365 960760 849525

K-Ca II lowast 3933000 39298906 825863 -438132 -378235

H-Ca II lowast 3968000 39671277 970000 -270968 -230588

He I 4026000 40302915 870264 207639 172326

[S II] 4068600 40671338 613711 167254 136787

Fe II 4178862 41774009 188631 0157450 0123046

Hδ 4101740 41114917 365668 0608985 0489181

Hγ 4340471 43366045 920191 176589 128710

Hβ 4861300 48590737 156186 132648 538800

[O III] 4958900 49586538 303193 112192 394091

[ OIII] 5006840 50054878 217619 263052 856364

C-C lowast 5165000 51681416 204788 -181874 -0543207

Fe II 5197570 51986562 182212 770700 227194

Na-I(D) lowast 5892000 58881143 119381 -971280 -202980

[O I] 6300304 62998452 208984 297493 540325

[O I] 6363776 63638130 213094 886981 157329

[N II] 6548050 65467163 236476 372079 629095

Hα 6562819 65614551 236476 988640 172153

[N II] 6583460 65830864 236476 950283 194036

[S II] 6716440 67180718 184565 402939 743104

[S II] 6730810 67330210 184565 288223 514382lowast Lınea de absorcion

Cuadro 42 Lıneas identificadas en la Zona I de NGC6240

En la caracterizacion de las dos zonas sobresale una significativa emision de Hβ [OIII]5007A Hα y [NII] 6585A asociadas a la formacion estelar o actividad del nucleo galacticoTambien es posible observar la presencia de lıneas de emision de HeI [OI] en conjuntocon la serie de Balmer Ası mismo fue posible medir la lınea de emision [OII] en 3727Ajunto con las lıneas de H-Ca K-Ca

42 CARACTERIZACION 32 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3728815 37295811 139871 980735 752002

[Ne III] 3868760 38702319 202032 129640 988668

K-Ca II lowast 3933000 39331504 649803 -303453 -241752

H-Ca II lowast 3968000 39680195 689754 -287500 -234462

G-banda lowast 4301000 43048105 301566 -703450 -553622

Hγ 4340471 43404194 808685 104001 0771791

Hβ 4861300 48625376 157743 105704 477370

[O III] 4958900 49602510 204316 867190 374412

[O III] 5006840 50088350 156499 203541 858706

C-C lowast 5165000 51694761 221025 -478236 -186147

[O I] 6300304 62999092 223367 346819 593403

[O I] 6363776 63637612 260837 125170 209970

[N II] 6548050 65507192 180655 374786 791877

Hα 6562819 65663501 180655 788344 165570

[N II] 6583460 65867407 180655 101594 211693

[S II] 6716440 67188540 132432 320833 634206

[S II] 6730810 67328965 185795 414013 81368lowast Lınea de absorcion

Cuadro 43 Lıneas identificadas en la Zona IV de NGC6240

42 CARACTERIZACION 33 Marıa E Rojas A

CAPITULO 5

Espectroscopıa Sintetica

Ajustada la sintesis de poblacion estelar inherente al codigo Starlight se estudio la galaxiaNGC6240 y se obtuvieron propiedades fısicas tales como la composicion estelar a lo largode la historia de la formacion estelar de la galaxia bajo la biblioteca de Bruzual y Char-lot (2003) parametros cineticos como extincion por polvo AV y el vector de poblacionestelar en terminos de una fraccion de luz(xj) obtenidos con la interprestacion del porcen-taje de formacion estelar sintetica y las caracterısticas de las lıneas de absorcion obtenidas

51 Sıntesis espectral

Con el fin de encontrar la sintesis de la poblacion estelar de los dos nucleos del sistema encolision NGC6240 se ejecuto el codigo Starlight para las zonas en las que era posible vi-sualizar la regiones centrales de cada nucleo zonas I y IV Con estos espectros de entradase ejecutaron las combinaciones lineales de la base de Bruzual y Charlot (2003) para lasmetalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z individualmente con esto se identificaron laspoblaciones estelares que contribuıan en la reproduccion sintetica de cada zona Con baseen estos resultados parciales finalmente se construyo la base que mejor representa cadazona respectivamente Esta contiene 200 poblaciones estelares con edades entre 2 times 106

y 13times1010 anos resolucion de 3A en un rango de 3200A a 9500A con metalicidades de02Z 04Z 1Z y 25Z rutas evolutivas de Padova 1994 libreria STELIB y funcionmasa inicial de Chabrier (2003)

La busqueda del mejor ajuste entre el espectro de entrada y el espectro de salida se centroen disminuir al maximo el valor de la relacion [chi2Nleff ] la cual relaciona el valor delχ2 de cada valor de λ Otro valor que se tuvo en cuenta fue la desviacion media porcentual

34

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

de todos los pıxeles con relacion al espectro de entrada [adev( )] los mejores valores seregistraron en la tabla 51

Parametro Zona I Zona IV

[chi2Nleff ] 137545 113193

[adev( )] 638644 446156

Cuadro 51 Calidad del ajuste de Starlight

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

Figura 51 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral I de NGC6240 (trazo negro)

Los espectros de la formacion estelar logrados con este ajuste se muestran en las figuras51 y 52 en donde el trazo rojo representa la formacıon estelar asociada al espectro deentrada representado con el trazo negro de las zonas I y IV respectivamente

En estas figuras se puede observar una componente de absorcion sintetica por cada lıneade emision observada del espectro de entrada como es el caso de las lıneas en la longitudde onda de 3740A 3796A 3837A 3887A 3933A 3969A 4098A 4338A 4100A 4339A4860A 6548A las cuales corresponde a transiciones electronicas conocidas y definidas enel cuadro 11

51 SINTESIS ESPECTRAL 35 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

ObservadoSinteacutetico

Figura 52 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral IV de NGC6240 (trazo negro)

51 SINTESIS ESPECTRAL 36 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

52 Sustraccion espectral

Un vez definida la formacion estelar de cada una de la zonas espectrales se realizo unasustraccion de la formacion estelar asociada a cada zona con el fin de descontaminar elespectro de emision del nucleo activo filtrando ası un espectro de mejores caracterısticasel cual es posible observar en el trazo azul de las figuras 53 y 54

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 53 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral I de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral I de NGC6240 (negro)obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z(b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 37 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 54 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral VI de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral IV de NGC6240(negro) obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Zy 25Z (b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 38 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

53 Caracterizacion espectral

Cada uno de los espectros se caracterizo con la identificacion de todas las lıneas de emisionpresentes en ellas una vez realizada la sustraccion mediante un ajuste de tipo gaussianodefinido en un continuo aleatorio en el software LINER siendo posible obtener el centrode lınea el ancho total a la mitad de la altura (FWHM) y el flujo total visualizados enlas tablas 53 y 53 para las zonas I y IV respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259714 145056 273839 953139

H11 3770630 37686479 440904 425545 149716

H10 3797898 37960681 401993 326624 112110

H9 3835384 38334482 367421 376538 124836

[Ne III] 3868760 38685388 179806 168928 541474

K Ca-II lowast 3933000 39294148 131932 -206818 -623528

H Ca-II 3968000 39691155 446669 468596 135456

He I 4026000 40263750 264590 900988 244257

[S II] 4068600 40721025 240745 173767 446216

Hδ 4101740 40978579 169919 276703 688289

Hγ 4340471 43382275 130266 353231 612874

Hβ 4861300 48594336 151258 -677140 792772

[O III] 4958900 49571484 182238 -129678 227669

[O III] 5006840 50056445 189935 -360470 737521

Fe II 5197570 51990830 217043 -909013 291244

[O I] 6300304 62998164 236848 -365105 644235

[O I] 6363776 63634268 280102 -542065 239085

[NII] 6548050 65466426 250518 -330128 652055

Hα 6562819 65614375 250518 -114643 186725

[N II] 6583460 65836201 250518 -195511 214778

[S II] 6716440 67192485 222886 -472177 102774

[S II] 6730810 67358408 222886 -280570 502474lowast Lınea de absorcion

Cuadro 52 Lıneas de Emision Zona I de NGC6240

531 Clasificacion de NGC6240

Para clasificar a NGC6240 entre los tipos de nucleo activo descritos en la literatura seutilizo las razones de flujo para la ubicacion de este sistema en el diagrama BPT (Bald-win Phillips amp Terlevich 1981) descrito en Cid Fernandes et al (2010) como la mejorseparacion entre galaxias tipo Seyfert LINER y de formacion estelar fuerte mediante la

53 CARACTERIZACION ESPECTRAL 39 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[ O I] 3726032 37296033 143969 -221934 787713

[Ne III] 3868760 38706140 118089 -233171 399531

K Ca-II lowast 3933000 39330952 120923 341232 -383848

S II 4076349 40792864 693475 913706 854107

Hδ 4101742 41004019 936462 679737 301683

Fe II lowast 4303176 43052456 192020 -119689 -283858

Hγ 4340471 43394087 100879 155567 419237

Hβ 4861300 48617803 144197 -647377 680787

[O III] 4958900 49606152 172003 -194691 316305

[O III] 5006840 50090156 161854 -479744 914152

[O I] 6300304 63029087 178476 -155210 621454

[O I] 6363776 63667563 189027 334244 199334

[N II] 6548050 65512285 184697 -152528 896611

Hα 6562819 65665557 184697 -1004495E+06 173249

[N II ] 6583460 65869326 184697 711567 217207

[S II] 6716440 67182754 122346 -459232 516263

[S II] 6730810 67316655 212515 -152349 100130lowast Lınea de absorcion

Cuadro 53 Lıneas de Emision Zona IV de NGC6240

relacion de los flujos de las lıneas de emision de Hα Hβ [NII]λ6584 y [OIII]λ5007 enlog([NII]λ6584 Hα) y log([OIII]λ5007Hβ) que para el caso de la region VI es

log([NII]λ6584 Hα) =020

y

log([OIII]λ5007 Hβ) =-028

lo que ubica a NGC6240 en el diagrama BPT dentro de las galaxia tipo LINER en con-cordancia con el catalogo de Veron-Cetty de (2006)

54 Propiedades fısicas de NGC6240

Los parametros derivados del mejor modelo de la sıntesis permiten adicionalmente calcu-lar y encontrar algunas propiedades fısicas de la galaxia tabla 54 A partir de cada unode estos parametros fue posible asociar las siguientes propiedades

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 40 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Parametro Definicion Zona I Zona IV

[summinus of minus xj( )] Vector de poblacion estelar 9422336 9897032

[Miniminus tot] Fraccion de masa 846570E+02 706677E+03

[Mcor minus tot] Logaritmo de la masa estelar [M] 613714E+02 363687E+03

[v0minusmin(kms)] -11323 -13292

[vdminusmin(kms)] 4700 8439

[AV minusmin(mag)] Atenuacion del polvo [magnitud] -10000 -10000

Cuadro 54 Calidad del ajuste de Starlight

Zona OSP IPS YPS

I 0 176488 765745

IV 06582 355544 614753

Cuadro 55 Porcentaje de formacion estelar sintetica de NGC6240 poblacion estelar joven(YSPs) t le 0 1 Giga anos poblacion estelar con edad intermedia (ISP) 0 1 lt tISP le 2Giga anos la poblacion estelar con edad superior (OSP) 125 Giga ano Rodrıguez ZaurınJ et al (2008)

EdadLa interpretacion del termino [summinus of minus xj( )] vector poblacion xj discutido enla seccion 31 permitio clasificar la poblacion estelar sintetica en i poblacion estelarjoven (YSPs) con componentes estelares de edad t le 0 1 Giga ano ii poblacionestelar con edad intermedia (ISP) con componentes de edad entre 0 1 lt tISP le 2Giga ano y iii poblacion estelar con edad superior (OSP) con componentes de edadmayor que 12 5 Giga ano Rodrıguez Zaurın J et al (2008) Es entonces como alrealizar un tabulacion de este vector en la sıntesis de NGC6240 se puede concluirque mas del 60 de la poblacion estelar corresponde a poblacion estelar joven elporcentaje de cada componente segun la zona se especifica en la cuadro 55

MetalicidadEl porcentaje de las metalicidades empleadas para reproducir el sistema NGC6240fueron tabulados en el cuadro 56 Se puede concluir que existe una contribucion depoblacion estelar de tipo frıo K o M ya que la metalicidad de este tipo de poblacioneses aproximadamente cero mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para lazona IV pertenecen a poblaciones mas calientes de tipo espectral O y M

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 41 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Zona 02Z( ) 04Z( ) 1Z( ) 25Z( )

I 219 3618 5583 00002

IV 1289 4501 4105 0

Cuadro 56 Porcentaje de la metalicidad media en la sıntesis de NGC6240

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 42 Marıa E Rojas A

CAPITULO 6

Conclusiones

Del mapeo de la galaxia NGC 6240 se logro extraer un espectro de buenas caracte-rısticas correspondiente a las zonas I y IV las cuales responden a las zonas espacialesde los nucleos de la galaxia mientras que para las demas zonas es necesario aunrealizar algunas reducciones con mayor detalle para lograr ası eliminar el alto ruidopresente en los espectros

Sobre los espectros espacialmente definidos se realizo una extraccion que permitioidentificar las lıneas de emision y absorcion presente en la zonas I y IV

Con base en la combinacion de las bases de poblaciones estelares de Bruzual GCharlot S (2003) se construyo un espectro sintetico de buenas caracterısticas conla ejecucion de Spectral Synthesis Code -Starlight Cid Fernandes R (2005) en laszonas I y IV

Se realizo una sustraccion entre el espectro observado y el espectro sintetico a fin deeliminar la componente de absorcion asociada con la formacion estelar reproducidacon el espectro sintetico obtenido dando origen a una tabla de flujos reales de lıneasde emision que no habıan sido posible medir debido a la superposicion de las lıneasde absorcion asociadas a la actividad de formacion estelar de la galaxia huesped

La poblacion estelar presente en el espectro sintetico de NGC 6240 segun la literaturade Rodrıguez Zaurın J (2008) es una poblacion estelar joven con edades entret le 0 1 Giga ano con un porcentaje del 765745 en la zona I y 614753 enla zona IV La poblacion estelar con edad intermedia entre 0 1 lt tISP le 2 Gigaano presentan un porcentaje mas bajo del 176488 y 355544 en las zonas I yIV respectivamente Mientras que la poblacion estelar mayor de 125 Giga ano notienen asociado ningun porcentaje en la contribucion del espectro sintetico

43

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Existe una poca contribucion de poblacion estelar de tipo frıo K o M en NGC6240ya que la metalicidad de este tipo de poblaciones es aproximadamente cero en lasıntesis espectral mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para la zona IVpertenecen a poblaciones jovenes de tipo espectral O y M

44 Marıa E Rojas A

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45

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CAPITULO 7

Anexos

SSP Edad [anos] Z Mstar

bc2003-hr-m42-chab-ssp-032spec 000174e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-034spec 000191e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-051spec 000417e9 000400 09666

bc2003-hr-m42-chab-ssp-052spec 000437e9 000400 09622

bc2003-hr-m42-chab-ssp-053spec 000457e9 000400 09579

bc2003-hr-m42-chab-ssp-054spec 000479e9 000400 09534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-055spec 000501e9 000400 09488

bc2003-hr-m42-chab-ssp-070spec 001000e9 000400 08862

bc2003-hr-m42-chab-ssp-073spec 001148e9 000400 08752

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Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

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bc2003-hr-m72-chab-ssp-121spec 018053e9 005000 06823

bc2003-hr-m72-chab-ssp-122spec 020256e9 005000 06771

bc2003-hr-m72-chab-ssp-123spec 022727e9 005000 06720

bc2003-hr-m72-chab-ssp-124spec 025500e9 005000 06669

bc2003-hr-m72-chab-ssp-125spec 028612e9 005000 06618

bc2003-hr-m72-chab-ssp-126spec 032103e9 005000 06566

bc2003-hr-m72-chab-ssp-127spec 036020e9 005000 06514

bc2003-hr-m72-chab-ssp-128spec 040415e9 005000 06461

bc2003-hr-m72-chab-ssp-129spec 045347e9 005000 06410

bc2003-hr-m72-chab-ssp-130spec 050880e9 005000 06356

bc2003-hr-m72-chab-ssp-131spec 057088e9 005000 06302

bc2003-hr-m72-chab-ssp-132spec 064054e9 005000 06253

bc2003-hr-m72-chab-ssp-133spec 071870e9 005000 06196

bc2003-hr-m72-chab-ssp-134spec 080640e9 005000 06143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-135spec 090479e9 005000 06088

bc2003-hr-m72-chab-ssp-201spec 1500000e9 005000 04972

bc2003-hr-m72-chab-ssp-204spec 1575000e9 005000 04960

bc2003-hr-m72-chab-ssp-214spec 1825000e9 005000 04924

bc2003-hr-m72-chab-ssp-218spec 1925000e9 005000 04908

Cuadro 71 Base N

57 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

3416 3436 [Ne v] 34260

3718 3735 [O II] 37260

3720 3737 [O II] 37288

3796 3802 H10 37979

3833 3841 H90 38354

3862 3871 [Ne III] 38691

3882 3891 H8 HeI 38890

3961 3973 [Ne III] 39678

3961 3974 Hε 39701

4024 4030 He I 40262

4067 4070 [S II] 40686

4095 4107 Hδ 41017

4332 4346 Hγ 43405

4469 4475 He I 44715

4854 4868 Hβ 48613

4947 4968 [O III] 49589

4998 5019 [O III] 50068

5009 5022 He I 50157

5156 5164 [Fe VII] 51584

5193 5202 [N I] 51991

5267 5274 [Fe III] 52704

5868 5883 He I 58756

6296 6303 [O I] 63003

6303 6315 [S III] 63121

6355 6372 [O I] 63638

6538 6591 [N II] 65480

6547 6576 Hα 65628

6575 6591 [N II] 65835

6667 6681 He I 66782

6710 6743 [S II] 67164

6718 6743 [S II] 67308

7061 7072 He I 70652

Continua en la pagina siguiente

58 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

7125 7142 [Ar III] 71358

7315 7329 [O II] 73195

7320 7335 [O II] 73302

6845 6945 BC03 lowastlowast7165 7210 BC03 lowastlowast7550 7725 BC03 lowastlowast5880 5906 NaD 5890 lowast lowast lowast9059 9079 [S III] 90690

lowast Lınea de emision

lowastlowast Region en la problematica Bruzual y Charlot (2003)

lowast lowast lowast Absorcion del medio interestelar en 5896A

Cuadro 72 Mascara General desarrollada por NataliaVale Asari (2005) para Starlight

59 Marıa E Rojas A

  • Acroacutenimos
  • Introduccioacuten
  • Fundamentos de Espectroscopiacutea
    • Fundamentos
    • Espectros Astrofiacutesicos
    • Nuacutecleos Activos de Galaxias
      • Sistema NGC6240
      • Sistema NGC6240
      • Coacutedigo de Siacutentesis Espectral
        • Modelo Fiacutesico - Matemaacutetico
        • Modelo Computacional
        • Bases Espectrales
          • Construccioacuten de una Poblacioacuten Estelar Simple (SSPs)
          • Modelos de Poblaciones Estelares Simples
              • Extraccioacuten y Anaacutelisis de Espectros
                • Reduccioacuten
                • Caracterizacioacuten
                  • Espectroscopiacutea Sinteacutetica
                    • Siacutentesis espectral
                    • Sustraccioacuten espectral
                    • Caracterizacioacuten espectral
                      • Clasificacioacuten de NGC6240
                        • Propiedades fiacutesicas de NGC6240
                          • Conclusiones
                            • Bibliografiacutea
                              • Anexos
Page 18: Espectroscop a estelar sint etica, aplicaciones astrof sicas · con modelos estelares que siguen una l nea de tiempo, producidos por la combinacion de bibliotecas de evolucion estelar,

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

de un estado cuantico menor a un estado mayor esta asociado a una absorcionde un foton que produce la lınea de absorcion sobre el continuo Sin embargo elestado de excitacion por lo general es de corta duracion produciendo una transicionelectronica en sentido contrario de un estado cuantico mayor a uno de estado menorproduciendo la emision de un foton asociada a la desexcitacion y vista con una lıneade emision en una direccion arbitraria figura 12

Estados excitados

Estado Fundamental

Absorcioacuten

E

Emisioacuten

Figura 12 Transiciones entre los niveles de energıa

Perfil de Lınea Es el nombre que recibe la lınea espectral que observacionalmen-te no es infinitamente delgada sino que presenta un ensanchamiento que fısica ymatematicamente se explica a partir de

1 Ensanchamiento natural relacionado con el principio de incertidumbre de Hei-senberg ∆E∆t = ~ donde ~ es la simplificacion de h

2πsiendo h la contante de

PlanckEl Ensanchamiento natural es la medida de la energıa correspondiente a unatransicion en un tiempo t Matematicamente se expresa como

∆λ asymp λ2

2πc

(1

∆ti+

1

∆ti

) (12)

donde el diferencial energıa es Efoton = hcλ siendo c la velocidad de la luz

se considera del orden de 10minus6A

11 FUNDAMENTOS 8 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

2 Ensanchamiento Doppler debido a que en la nube de gas algunos atomos sealejan y otros se acercan al observador la contribucion total de radiacion sepuede desplazar al rojo y al azul como consecuencia del movimiento del gas enrotacion y se conoce como corrimiento al rojo (y al azul) z definido ası

z =λobservada minus λemitida

λemitida=

∆λ

λemitida= plusmn|vr|

c

donde vr es la velocidad radial en terminos de la velocidad mas probable en ladistribucion de Maxwell- Boltzman asociada a la temperatura local (T ) como

vr =

radic2κT

m

siendo κ la constante de Boltzmann y m la masa Por tanto el ancho de la lınease ve ensanchado matematicamen ası

∆λ =2λemitida

c

radic2κT

m (13)

3 Ensanchamiento colisional asociado a la interaccion de los atomos que se en-cuentran sometidos a altas presiones donde los niveles energeticos son altera-dos por los iones o electrones del ambiente ampliando la lınea debido a la altaprobabilidad de choque con atomos adyacentes Tal ensanchado esta dado por

∆λ =λ2

c

ησ

π

radic2κT

m (14)

donde 1ησ

es trayectoria libre media para colisiones

Entonces una transicion electronica se presenta en un intervalo de frecuenciasν = ∆E

h donde la intensidad de radiacion varıa en la vecindad de una frecuen-

cia central ν0 y se describe a traves de una funcion de probabilidad medianteun perfil de Lorentz o un perfil Gaussiano figura 13

Ancho equivalente (Wλ) es el ancho medido en A de una caja rectangular quecontiene un area igual a la contenida por un perfil de lınea espectral o el areamedida entre el nivel del continuo normalizado a la unidad con referencia cero

Wλ =

intfo(λ)minus fc(λ)

fc(λ)dλ (15)

donde fc(λ) es el flujo del continuo y fo(λ) es el flujo observado medido en A (figura14)

11 FUNDAMENTOS 9 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

F (υ)υο

Inte

nsid

ad d

e ra

diac

ioacuten

φ(υ)

Perfil de Lorentz

Perfil Gaussiano

Figura 13 Representacion grafica de un perfil de lınea

Ancho total a la mitad de la altura (FWHM por sus siglas en ingles) es el anchomedido a la mitad de la altura entre el continuo y el maximo del perfil de lınea y semiden en en A figura 14

Flujo Instantaneo es la energıa por unidad de tiempo que atraviesa un area dSobtenida al integrar la densidad de flujo espectral en todas las frecuencias posibles

F =

int π2

0

int 2π

0

I cos θ sen θdθdφ = πI (16)

siendo I la intensidad total emitida uniformemente en todas las direcciones Unaunidad de medida son los Janskys (10minus26 W mminus2 Hzminus1)

Luminosidad Se define como la energıa por unidad de tiempo emitida por una fuenteluminosa en todas las direcciones es decir en un angulo solido de 4π esteroradianesEn una radiacion isotropica la luminosidad se expresa como

L = 4πR2F (17)

donde F es la densidad de flujo que pasa a traves de una superficie que rodea lafuente luminosa a una distancia R por segundo su unidad de medida son ergs sminus1El termino 4π R2 corresponde al area superficial de la fuente luminosa obtenida dederivar el volumen de la esfera con respecto al radio

11 FUNDAMENTOS 10 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

FWHM

F2

F

120582[Å] 0

119865120582

W

0

FWHM

Figura 14 Representacion grafica de FWHM (Ancho total a la mitad de la altura porsus siglas en ingles)

Luminosidad Especıfica es la energıa en una frecuencia ν emitida por una fuentepor segundo

Lν = 4πR2Fν (18)

12 Espectros Astrofısicos

El espectro de una estrella o una galaxia contiene un continuo proveniente de la fuente yun espectro de lıneas superpuesta sobre el proveniente de las nubes en la vecindad de lafuente Todas las caracterısticas fısicas de estas nubes se adquieren con la interpretacionde las propiedades de las lıneas En el cuadro 11 se encuentran registradas las lıneas deemision y absorcion mas reportadas en la literatura con sus longitudes de onda especıficasen ellas sobresalen las lıneas de hidrogeno (serie de Balmer) lıneas de helio neutro lıneasde hierro doblete hidrogeno lınea de calcio ionizado (K) y la lınea del calcio neutro entreotras

En la figura 15 se observa el espectro de la galaxia NGC224 catalogada como una ga-laxia normal (Peimbert M amp Torres-Peimbert S 1981 Shuder J M Osterbrock DE1981 y Filippenko A V amp Sargent W L W 1988) en donde es posible encontrarlıneas anchas en las lıneas de Hα y Hβ asociadas a la alta velocidad del gas de la zonacentral

12 ESPECTROS ASTROFISICOS 11 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ [A] Lınea λ [A]

[O II] 3726032 [O III] 4958900

He I 3820000 [O III] 5006840

[NeIII] 3868760 C-C 5165000

K Ca-II 3933000 Fe II 5197570

H Ca-II 3968000 [O I] 6300304

HeI 4026000 [O I] 6363776

[S II] 4068600 [N II] 6548050

Fe II 4178862 Hα 6562819

Hδ 4101740 [N II] 6583460

Hγ 4340471 [S II] 6716440

Hβ 4861300 [S II] 6730810

Cuadro 11 Lıneas de absorcion y emision reportadas en la literatura

13 Nucleos Activos de Galaxias

Las galaxias con un nucleo activo (AGNs por sus siglas en ingles) son aquellas galaxiasque contienen una fuente central muy compacta altamente luminosa y emisoras de uncontinuo de gran cantidad de energıa y la presencia de intensas lıneas de emision El mode-lo que mejor describe las caracterısticas observadas en los AGNs es el Modelo Unificadoen donde se plantea que cada AGN contiene un agujero negro supermasivo en la regıoncentral (M amp 109M) y un disco de acrecion fuente del intenso continuo radiado Masdistante existe una region a la cual se le asocia la emision de lıneas denominada region delıneas anchas (BLR con vFWHM gt 100Kms) y mas distante una region de lınea delgadas(NLR con vFWHM lt 100Kms) rodeando un toro oscurecedor

Existen diferentes tipos de AGNs debido al registro de emision entre los que sobresalen

Galaxias Seyfert Objetos que presentan un nucleo brillante con lıneas de emisionproducidas por atomos en un amplio rango de ionizacion Un analisis espectral per-mitio categorizar estos AGNs en dos tipos Seyfert tipo 1 en donde se observan lıneasde emision anchas y Seyfert tipo 2 en donde se observan lıneas de emision estrechasestas galaxias se identifican segun la orientacion de observacion

Quasars AGNs que debido a sus distancias se observan como objetos muy brillantescon halos difusos estas son galaxias tıpicas en los primeros estadıos del universoaunque se encuentren tambien en el universo local

13 NUCLEOS ACTIVOS DE GALAXIAS 12 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

F λ[1

0-14

cm-2s-

1 Å-1]

0

2

4

6

8

λ[Å]3500 4000 4500 5000 5500

NGC224

Figura 15 Galaxia normal NGC224 fuente NED

LINERs (del ingles Low-Ionization Nuclear Emission-line Region) estas galaxiasson de baja luminosidad y sus espectros se asemejan a una tıpica galaxia Seyfert 2

En la figura 16 se presenta un espectro caracterıstico de un nucleo activo en el se puedeobservar que el continuo no responde a la ley de cuerpo negro y que ademas la intensidadde las lıneas de emision es superior a la intensidad de las lıneas de absorcion

F λ[1

0-17

cm-2s-

1 Å-1]

0

500

1000

1500

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Mkr699

Figura 16 Galaxia con nucleo activo MRK 0699 fuente SDSS

En algunas galaxias con nucleos activos tambien es posible encontrar intensa formacionestelar en la vecindad del AGN o en los brazos de la estructura huesped Esta actividadde formacion incrementa la emision en el infrarojo de manera que tambien se puedenclasificar como

13 NUCLEOS ACTIVOS DE GALAXIAS 13 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

LIRGs Galaxias Luminosas en el Infrarrojo (por su siglas en ingles Luminous In-frared Galaxies) con luminosidades L sim 1011L

ULIRGs Galaxias Ultra Luminosas en el Infrarrojo (por su siglas en ingles UltraLuminous Infrared Galaxies) presentan luminosidades L gt 1012L

Starburst galaxias que presentan una tasa de formacion estelar muy alta en un cortoperiodo de tiempo de la galaxia

13 NUCLEOS ACTIVOS DE GALAXIAS 14 Marıa E Rojas A

CAPITULO 2

Sistema NGC6240

NGC6240 (IC4625 UGC10592 MCG00-43-004 VV617 Psk1650+024) es un par inte-ractuante entre una galaxia elıptica y una galaxia ultraluminosa (IRAS 16504 0228)Fosbury amp Wall (1979) con dos nucleos en la region central Fried amp Schulz H (1983)Se encuentra a una distancia de 98 Mpc con ascension recta en 16h 52m 589s y declina-cion +02 24

prime03

primeprime desplazandose con una velocidad promedio de 7339 km sminus1

La morfologıa del sistema presenta una alteracion debida a la interaccion sin embargoSchulz et al (1993) detecta por primera vez la presencia de dos nucleos en la region cen-tral que segun las imagenes en el rojo de Dopita M A et al (2002) presentan fuertescolas de marea asociadas a la fusion hecho que llevo a catalogarla como un sistema demorfologıa compleja Observaciones en el optico han establecido que la separacion entrelos dos nucleos es de aproximadamente 16

primeprime(08 kpc) (Scoville NZ et al 2000) en

sentido norte-sur siendo el nucleo sur el mas brillante mientras que observaciones enradio calculan una separacion de 14

primeprime (Carral Turner amp Ho 1990) con una velocidad

de dispersion entre ellos de 229 km s minus1 (Tecza et al 2000 Genzel et al 2001)

El sistema NGC6240 posee una metalicidad aproximada de una decima solar (Oliva ampOriglia 1998) y es una fuente infrarroja ultraluminosa en donde el 99 de la lumino-sidad es bolometrica en el infrarrojo (Wright et al 1984 Soifer et al 1984) con unaluminosidad aproximada de 3 5times 1011 L (Yun amp Carilli 2002) de donde se estima queen un 50 a 75 es proveniente de un starburst (Genzel et al 1998 Rigopoulou etal 1999 Laurent et al 2000 Lutz et al 2003) mientras que el restante 25 o 50 proviene de la luminosidad del nucleo activo (Komossa et al 2003 Iwasawa amp Comastri1998 Vignati et al 1999 Iwasawa 1999 Matt 1999) derivado de los analisis en rayos Xen la lınea de emision de FeK a 64 keV para ambos nucleos y en la emision del continuo

15

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

a 100 keV

Un analisis del espectro en el optico muestra una fuerte emision en la lınea de [O III]y una debil emision en la lınea [O II] en el nucleo sur que se contrasta con una debilemision en la lınea [O III] y una fuerte emision en la lınea de [O II] del nucleo norteBarbieri C et al (1993) El espectro de NGC 6240 se destaca ademas por la relacionentre la lıneas de emision del hidrogeno molecular y la emision de [Fe II] en 164 micras(Becklin et al 1984 Rieke et al 1985 DePoy et al 1986) siendo la emision de Hα masfuerte al noroeste de la galaxia en contraste con la emision en el rojo al norte y al oestedel sistema El continuo puede ser descrito por modelos de absorcion con una instensidadaproximada de 650 mJy (Van Driel Wet al (2000)) debida a la emision nuclear directa(Vignati et al 1999 Netzer et al 1998)

Los estudios en el optico muestran que la emision de Hα se puede ver afectadas por laabsorcion asociada a la formacion estelar este hecho se refleja en la clasificacion paraeste sistema dentro de la taxonomıa de las galaxias activas ya que que su espectro sepuede clasificar como el de una galaxia con una region nuclear emisora de baja ionizacion(LINER) o Seyfert 2 (Kewley et al 2001 Goldader et al 1997a 1997b Kim et al 1995Veilleux et al 1995)

Existen varios estudios espectroscopicos del infrarrojo (IR) en la literatura (Doyon et al1994 Lester et al 1994) que muestran diferencias en la naturaleza de la poblacion estelarse considera que la poblacion estelar joven es la dominante del sistema Oliva et al (1999)

Otros estudios reportan poca actividad de H2O (Braatz et al 1997) sin embargo se con-firma la presencia de un perfil de absorcion en OH Baan et al (1985 1992) en dondealrededor de la mitad del flujo se concentra en una gruesa estructura de disco ubicadaentre el IR y el radio con una velocidad de 800 km sminus1 y un ancho total de lınea de 1400km sminus1 que revelan la complejidad de la dinamica de gases en este sistema debida a lagran perdida de masa que se aproxima a 500 M anominus1

Las recientes observaciones de NGC6240 realizado por el Satelite Chandra permitieroninvestigar el difuso halo galactico gracias a la emision de rayos X blandos en una regionde 110 times 80 kpc donde el gas tiene una temperatura aproximada de 75 millones deKelvin con una densidad estimada de 25 times 10minus3cmminus3 una masa total de 1010M unaluminosidad de 4 times 1041erg sminus1 y una metalicidad menor a 0 1Z Un analisis espectralespacialmente resuelto revela variaciones en la emision en Hα lo que implica un enri-quecimiento uniforme por parte de las supernovas de tipo II La evidencia observacionalapunta al aumento de la formacion de estrellas dentro de una gran abundancia de gasEmanuele Nardiniet al (2013)

16 Marıa E Rojas A

CAPITULO 3

Codigo de Sıntesis Espectral

Los astronomos han desarrollado algunos metodos para obtener informacion sobre la com-posicion de las estrellas y galaxias Uno de ellos es el analisis e interpretacion de los estadoselectronicos de los iones atomos y moleculas de las atmosferas de las estrellas y medio in-terestelar pertenecientes a una galaxia los cuales son reproducidos matematicamente a finde obtener espectros integrados que reconstruyen el espectro sintetico de la galaxia Hoyse tienen dos escuelas que describen la llamada sıntesis de poblacion estelar Evolutiva ySemi-empirıca En la primera escuela la sıntesis se obtiene al reproducir un biblioteca deespectros a partir de condiciones fısicas hipoteticas como historia de formacion estelarevolucion quımica y funcion de masa inicial sin embargo hay incertidumbre sobre las con-diciones fısicas reales de cada biblioteca En la segunda escuela la sıntesis es el resultadode una combinacion lineal de espectros de estrellas yo aglomerados con incertidumbre enla capacidad de las bases estelares para reproducir las condiciones diversas de las galaxiasGomes (2005)

El Dr Roberto Cid Fernandes desarrollo en 2005 un codigo de sıntesis mediante el al-goritmo Metropolis-Markov llamado Starlight Spectral Synthesis Code -Starlight el cualcombina linealmente elementos de bases estelares construidas a partir de observaciones yelementos de bases de poblaciones estelares simples teoricas con edad metalicidad y masadesarrolladas por Bruzual amp Charlot (2003) En este capıtulo se presenta la configuracionde las propiedades fısicas matematicas y computacionales del codigo Starlight

17

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

31 Modelo Fısico - Matematico

En la sıntesis espectral el espectro de una galaxia se compone de una combinacion linealde espectros de poblaciones estelares dentro de un espacio finito ξN con N componentesy elementos Lj(λ) (j = 1 N) Cada Lj es un espectro que depende de la poblacionestelar en un intervalo de longitud de onda λ La ecuacion principal del modelo de sıntesisespectral es

M(λ) =Nsumj=1

xjLj(λ) (31)

donde xj es el coeficiente de expansion y M(λ) es el espectro modelado de salida Laecuacion 31 puede expresarse como

M(λ)

M(λ0)=

Nsumj=1

xj

(Lj(λ)

Lj(λ0)

) (32)

donde se introduce la condicion de normalizacionsumN

j=1 xj = 1 que se cumplira en lalongitud de onda λ0 Ademas es posible interpretar que

M(λ) es el espectro modelo de prueba que a diferencia del espectro observado O(λ)puede consistir de unicamente lıneas de absorcion y un continuo

λ0 es la longitud de onda normalizada M(λ0) y Lj(λ0) son los valores del modelo

y espectro de la poblacion estelar j en λ0 Para este caso se considera λ0 = 4020 A

xj es el flujo monocromatico de la componente j en λ0 en el espacio ξN con extincionAV Al conjunto minusrarrx equiv (x1 xN) se llama el vector de poblacion e indica en lapractica la fraccion de luz debido a cada elemento N Por lo general esto no sumael 100 de la contribucion de luz

Lj(λ) es la poblacion estelar j del espacio ξN que comprende un elemento de labase Cada uno corresponde a una caracterıstica astrofısica bien definida (edad (tj)

metalicidad (Zj)) asociada a Lj medida en unidades L Aminus1 M

Para hacer un analisis funcional con el objeto de encontrar las relaciones del coeficiente xjes necesario una interpretacion matematica de los dos primeros items y una interpretacionfısica de los dos ultimos ası

1 Producto Interno como las funciones del espacio ξN son analıticas es necesariogarantizar que estas cumplan una relacion de ortogonalidad y ortornormalidad enun intervalo [a b] con respecto a una funcion de peso ε(λ) es decir

(Lm(λ) Ln(λ)) =

int b

a

Lm(λ)times Ln(λ)times ε(λ)dλ = Cmnδmn

31 MODELO FISICO - MATEMATICO 18 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

donde δmn es el delta de Kronecker y Cmn es una constante entonces si δmn es 1para todos los m y n se dice que el conjunto es ortonormal Por tanto

Nsumj

xj = 1 (33)

2 Extincion no se tiene en cuenta en el modelo Se sabe que la luz al atravesarun medio interestelar de gas o polvo presenta fenomenos de absorcion o dispersioncausando el llamado enrojecimiento del espectro el cual debe ser previamente co-rregido

3 Dispersion de velocidad es un proceso fısico debido a la dinamica estelar y estarelacionado con el corrimiento Doppler Ası el efecto neto sera el ensanchamiento delas lıneas de absorcion en el espectro observado (Oλ) efecto que debe ser corregidopreviamente

Incorporando las anteriores consideraciones la ecuacion 32 para un modelo fısico resulta

M(λ)

M(λ0)=

Nsumj=1

xj

(Lj(λ)

Lj(λ0)

)r(λ)otimesG(v σ) (34)

donde

r(λ) equiv 10minus04(AλminusAλ0) es el termino de extincion Aλ es la extincion del polvo en la

longitud de onda λ y Aλ0 es el enrojecimiento en la longitud de onda normalizadaλ0 En este trabajo se asume que la curva de extincion es similar a la de nuestragalaxia por eso se utilizara la ley de extincion de Cardelli et al (1989) Ademas seasume que todas las componentes estelares es decir cada elemento de la base sufreel mismo enrojecimiento AV

G(v σ) es una distribucion gaussiana de velocidades centrada en v con amplitudde dispersion σ Los espectros de base (L1(λ) LN) son convoluıdos1 (sımbolootimes) con G(v σ) para tener el ancho de las lıneas de absorcion y emision de M(λ)debidos a la cinematica estelar

1La convolucion transforma un espectro F (λ) a un espectro I(λ) dado por

I(λ) =

int +infin

minusinfinF

(λprime =

λ

1 + vc

)G(v v σ)dv (35)

31 MODELO FISICO - MATEMATICO 19 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

32 Modelo Computacional

La herramienta computacional que permitio realizar los calculos con la ecuacion 34 seencuentra disponible en wwwstarlightufscbr El codigo realiza una descomposicion deun espectro observado O(λ) sobre una base de espectros de poblaciones estelares simplescomo una combinacion lineal encontrando el mejor ajuste de M(λ) con relacion a O(λ)El ajuste a O(λ) se realiza a traves de la tecnica derivada de la mecanica estadısticaconocida como Simulated Annealing utilizada para encontrar los parametros mınimosmediante el algoritmo Metropolis - cadenas de Markov

χ2 equiv χ2 (minusrarrx M(λ0) Av v σ)) =

λfsumλi

(O(λ)minusM(λ))2 ω(λ)2 (36)

donde ω(λ)2 = eminus1λ es la funcion de peso expresada como la mascaraerror en cada λ

siendo cero para las longitudes de onda con flujos falsos o lıneas enmascardas λi es la lon-gitud de onda inicial y λf la longitud final de la suma en la funcion de χ2 Cid Fernandeset al (2004)

El ajuste se realiza en cuatro etapas

1 Primeros ajustes (First Fits FF) Hace un amplio barrido del espacio de parametros

Programa de enfriamiento el algoritmo pasa a traves de la base N disminu-yendo la temperatura iniciando desde la mas caliente hasta un valor mınimode temperatura definido en el archivo de configuracion siguiendo la funcionde probabilidad de Boltzmann y utilizando el criterio Metropolis planteado enCid Fernandes et al (2004b)

Adaptacion de la funcion peso Ajusta el peso de forma dinamica segun laeficiencia de las temperaturas aceptadas Cid Fernandes et al (2004b)

Criterios de convergencia centralizado en el valor adimensional el cual dacuenta de la convergencia de las cadenas asociado a cada elemento de la baseGelman y Rubin et al (1992)

Parametros cinematicos se define un valor para v y σ que se mantiene cons-tante en todo el algoritmo Metropolis Cid Fernandes et al (2004b)

2 Correcciones (Clip amp Refit) permite comprobar el peso asignado a cada punto res-pecto al espectro de entrada estableciendo el NSIGMA de ajuste

3 Apropiacion (Burn-In) es considerada la ultima etapa de Starlight ya que tomatodas las cadenas de Markov construidas en el paso anterior que tengan mayorpeso para encontrar ası el mejor ajuste de un espectro de entrada respecto a cadacadena

32 MODELO COMPUTACIONAL 20 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

4 Ultimos ajustes (EX0) desecha los componentes irrelevantes de la base N y afina elajuste generando el archivo de salida

33 Bases Espectrales

Una base espectral utiliza poblaciones estelares simples (SSPs) representadas mediantecumulos de estrellas que nacen a partir de una misma nube de gas con composicion quı-mica homogenea a traves de una formacion estelar intensa y caracterizada por tener unaedad y metalicidad bien definida

Definir las componentes N de la base es de vital importancia para que los resultadostengan alguna conexion con la realidad por ejemplo si se desea identificar la edad delas componentes estelares de una galaxia es necesario que la base precise dentro de susparametros la edad o metalicidad de cada N

331 Construccion de una Poblacion Estelar Simple (SSPs)

El metodo para generar la base de poblaciones estelares contiene tres componentes prin-cipales

1 Observaciones reunidas en bibliotecas estelares de espectros Estas varıan segun latemperatura y la luminosidad de las estrellas de acuerdo con las regiones que sepueden establecer en el diagrama Hertzsprung-Russell (HR)

2 Modelos teoricos de trayectorias evolutivas Estas predicen como serıa la evolucionde las estrellas en un diagrama HR que aportan a la formalizacion de una poblacionestelar

3 Funcion de masa inicial (FMI) φ(m) Pondera el numero de estrellas de masa entrem y m + dm independiente del tiempo y normalizada como

intmφ(m)dm = 1

El espectro de una estrella de masa m que depende de la longitud de onda λ la metali-cidad Z y la edad tprime definido por I(λm t

prime Z) en luminosidades solares [L] y con untiempo de vida τ(m) se define como

I(λm tprime Z) =

f(λm t

prime Z) si tprime le τ(m)

0 si tprime gt τ(m)(37)

donde f es una funcion de λm tprime y Z

Ahora se define

Ψ(tprime) tasa de formacion estelar

33 BASES ESPECTRALES 21 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Z(tprime) ley de enriquecimiento quımico

si se tiene una nube de gas con formacion estelar donde despues de un tiempo de vidat se tienen varias estrellas de distintas masas con edad tprime se debe satisfacer la relaciontprime le t ya que las estrellas no pueden ser mayores que el sistema Sin embargo las estre-llas con edades tprime nacieron en un tiempo t minus tprime donde la tasa de formacion estelar y elenriquecimiento quımico son diferentes de las actuales

El numero de estrellas con edad entre tprime y tprime+dtprime y masas entre m y m+dm en un tiempot esta dada por

dN(t) = Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdtprime (38)

Si la metalicidad esta dada por Z(tminus tprime) la suma de los espectros de las estrellas de edadentre tprime y tprime + dtprime y de masas entre m y m+ dm en el tiempo t es

I total(λm tprime Z(tminus tprime)) = I(λm t

prime Z(tminus tprime))times dN(t)

I total(λm tprime Z(tminus tprime)) = I(λm t

prime Z(tminus tprime))Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdtprime (39)

El espectro total en el tiempo t teniendo en cuenta todas las estrellas con masas entre ellımite inferior de las masas estelares (Mupp) y el lımite superior de masas estelares (Mlow)es

I(λ t) =

int t

0

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(tminus tprime))Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdt

prime (310)

Esta es la ecuacion general para crear un espectro l(λ t) de poblaciones estelares sujetoa una tasa de formacion estelar y a un enriquecimiento quımico determinado Por tantopara formar una poblacion estelar simple con una metalicidad Z y una edad t bien definidasolamente es necesario establecer Ψ(tminus tprime) como

Ψ(tminus tprime) = C times δ(tminus tprime) (311)

donde C es una constante de dimensiones [C] equiv [M] y δ(t minus tprime) equiv [anominus1] Luego laecuacion 310 se reemplaza por

I(λ t) =

int t

0

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(tminus tprime))Cδ(tminus tprime)φ(m)dmdt

prime (312)

Por tanto el espectro con una metalicidad definida en un tiempo tprime = 0 es

I(λ t) = C

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(0))φ(m)dm (313)

Con una poblacion estelar simple es posible generar los elementos de la base a partir dela ecuacion 313 como

33 BASES ESPECTRALES 22 Marıa E Rojas A

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L(λ t Z(0)) =I(λ t)

C

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(0))φ(m)dm (314)

L(λ t Z(0)) puede ser llamado Lj(λ) cuando t = tj y Z(0) = Zj con unidades [Lminus1Mminus1

]Por lo tanto el termino Lj(λ) se puede expresar como

Lj(λ) asympsumi

I(mi tj Z(j))φ(mi)∆mi donde τ(mi) le tj (315)

indicando que para calcular Lj(λ) se suman los espectros individuales de estrellas de unabiblioteca estelar dada a lo largo de una edad tj y metalicidad Zj por una funcion de masainicial

332 Modelos de Poblaciones Estelares Simples

Los espectros de las estrellas Lj(λ) se agrupan en diferentes modelos de poblaciones es-telares simples (SSPs) difiriendo en el conjunto de bibliotecas estelares y requerimientosevolutivos pero todos utilizan la funcion de masa de Chabrier (2003)

Υ(logm) prop

exp[minus

(logm minus logmc)2

2σ2

] si m le 1M

mminus13 si m gt 1M

(316)

con mc = 0008 y σ = 0069 Esta funcion de masa indica la cantidad de estrellas en unintervalo logarıtmico de masa 2

Los modelos utilizados son

STELIB (Stellar Library) contiene 249 estrellas observadas entre 3200A - 9500A yresolucion espectral de 3A (Le Borgne et al 2003)

2 podemos reemplazar φ(m) con la condicion de normalizacionint Mupp

Mlow

mΥ(logm)d logm = 1 (317)

con d logm

dm= 1

m ln 10 = d logm

dm= log e

m tenemos

log e

int Mupp

Mlow

Υ(logm)dm =

int Mupp

Mlow

mφ(m)dm = 1 (318)

por tanto

φ(m) = log eΥ(logm)

m (319)

33 BASES ESPECTRALES 23 Marıa E Rojas A

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Nombre Metalicidad [Z] Fuente

Padova 1994 0001ndash 010 Alongi et al (1993)

Bressan et al (1993)

Fagotto et al (1994a)

Fagotto et al (1994b)

Girardi et al (1996)

Padova 2000 00004 ndash003 Girardi et al (2000)

Geneva 002 Schaller et al (1992)

Charbonnel et al (1996)

Charbonnel et al (1999)

Cuadro 31 Trayectorias Evolutivas usadas en BC03 Fuente BC03

MILES (A Medium Resolution INT Library of Empirical Spectra) Contiene 985estrellas observadas entre 3200A - 7500A y resolucion media de 23A (Sanchez-Blazquez et al 2006)

Granada contiene 1654 espectros estelares compuestos con modelos de atmosferaestelar entre 3000A - 7000A y resolucion espectral de 03A (Martins et al 2005)

Bruzual amp Charlot (2003 BC03) Contiene 26 modelos de base con SSPs calculadosutilizando trayectoria evolutiva de Padova 1994 (Alongi et al 1993 Bressan et al1993 Fagotto et al 1994 Girardi et al 1996) cada base contiene 221 espectros dealta resolucion con edades desde t = 0 a t = 20 Giga anos en un rango de 3200A -9500A en unidades de LAminus1 Mminus1

13 de estas SSPS utilizan la FMI de Chabrier(2003) con Mlow = 01 M y Mupp = 100 M normalizados a una masa total de1M en las estrellas a la edad t = 0 las otras 13 SSPs son analogos Salpeter

Para este trabajo se adapto la base de poblaciones estelares simples de la biblioteca deBruzual e Charlot (2003 BC03) que se basa en trayectorias evolutivas y en bibliotecasde espectros estelares descritas en la tabla 31 32 y 33 La mayorıa de los resultadospublicados de Starlight usan este modelo por su amplia gama en edades y metalicidades

Para reproducir la formacion estelar de NGC6240 se utiliza una base que contiene 200SSPs con edades entre 2 times 106 y 13times1010 anos con resolucion de 3A en un rango de3200A a 9500A para las metalicidades de 02Z (m42) 04Z (m52) 1Z (m62) y 25Z(m72) con rutas evolutivas de Padova 1994 libreria STELIB 2003 y funcion masa inicialde Chabrier (2003) mostrados en el cuadro anexo 71 y visualizados en la figura 31 Ca-da una de las figuras representa una metalicidad de la base con sus respectivos 50 SSPscorrespondientes a diferentes edades En ellas es posible observar que los espectros se

33 BASES ESPECTRALES 24 Marıa E Rojas A

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Nombre Tipo Intervalo de Resolucion Intervalo de Fuente

longitud de onda metalididad

BaSeL teorica 91 A a 160 micro m 300 105Z a 10Z Kurucz (1995 pc)

Bessel et al (1989)

Bessel et al (1991)

Fluks et al (1994)

Allard amp Hauschidt (1995)

Rauch (2002)

STELIB observacional 3200A a 9500A 2000 - 20 lt[FeH] lt050 Le Borgne et al (2003)

Pickles observacional 1205A a 25 micro m 500 Z Pickles (1998)

Fanelli et al (1992)

Cuadro 32 Bibliotecas de espectros estelares de BC03 Fuente BC03

Nombre Calibracion Fuente

BaSeL 10 teorica Lejeune et al (1997)

Lejeune et al (1998)

BaSeL 22 semi-empırica Lejeune et al (1997)

Lejeune et al (1998)

BaSeL 31 semi-empırica Westera (2000)

Padova 2000 00004 a 003 Westera et al (2002)

Cuadro 33 Diferentes calibraciones basadas BaSeL Fuente BC03

33 BASES ESPECTRALES 25 Marıa E Rojas A

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distribuyen desde la poblacion estelar de mayor temperatura en la parte superior hastalas mas frıas en la parte inferior cada espectro se encuentra calibrado por flujo y sonnormalizados a la unidad de masa solar (M)

Otra caracterıstica de la base BC03 es que no reproduce las lıneas de emision observadaspor lo tanto solo es posible reproducir las lıneas de absorcion debidas a la formacionestelar Es entonces donde el codigo requiere enmascarar o definir rangos de longitud deonda que correspondan a las lıneas de emision con el fin de aumentar la sensibilidaddel ajuste y encontrar ası la componente de absorcion que puede estar siendo opacadapor las lıneas de emision del mismo intervalo Para este trabajo se utiliza la mascarageneral dispuesta dentro del codigo adaptada en la tesis doctoral Natalia Vale Asari(2005) donde se enmascaran la lıneas de emision mas fuertes La mascara esta basada enlos trabajos de Gonzalez-Delgado et al (1995) Pastoriza et al(1993) Benjamin et al(1999) y Zhang et al (2005) y en regiones problematicas de la base de Bruzual y Charlot(2003) asociadas a efectos turbulentos entre 6845A - 6945A y entre 7550A - 7725A y laregion entre 7165A -7210A debida a errores sistematicos La mascara general detallada sepuede ver en la tabla anexa 72

33 BASES ESPECTRALES 26 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

02 Z∘

Log(L λ)[L ∘Å-

1 M∘-

1 ]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

04 Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

file=357911131415171921232527293133353639414345474951535557596163

(a) (b)Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

file=357911131517192123252729313335373941434547495153555759

25Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

y136y135y132y131y130y129y128y127y125y122y121y120y119y118y117y116y115y114y109y106y98y95y94y93y92y90y88y89y97y86y85y84y83y81y59y58y57y56y55y54x51y51y49x48y48y47y46y40y39

(c) (d)

Figura 31 Espectros de SSPs del modelo BC03 Bruzual amp Charlot 2003 para diferentesmetalicidades (a) 02Z (m42) (b) 04Z (m52) (c) 1Z(m62) (d) 25Z(m72) cadametalicidad contiene 50 SSPs con edades entre 2times 106 y 13times 1010 anos Resolucion de3A

33 BASES ESPECTRALES 27 Marıa E Rojas A

CAPITULO 4

Extraccion y Analisis de Espectros

El espectro original se obtuvo con el espectrografo ISIS del telescopio William Herschel de4 2m (WHT) instalado en la Palma (Canarias) utilizando las configuraciones R300B -CCD EEV 12 y R316R - CCD MARCONI2 para los brazos azul y rojo respectivamenteentre 3000A- 5000A y 5000A - 7800A con una escala de 149 segundos de arcomm alo largo de la hendidura El espectro fue cedido por la doctora Rosa Gomez Delgadodel Instituto de Astrofısica de Andalucia Los detalles de la observacion se encuentranregistrados en la tabla 41

Fecha Brazo CCD+gratting Slit PA Slit width (arcsec) texp[sec]

20050910 Red MARCONI2+R316R 88593063 1237020 900

20050909 Blue EEV12+R300B 88620857 1237020 900

Cuadro 41 Resumen de las observaciones espectroscopicas de NGC6240

41 Reduccion

En un espectro obtenido con una apertura donde no es posible identificar cual es lazona espacialmente localizada se hace necesario encontrar la orientacion espacial a fin deajustar la imagen espectral respecto a una imagen fotografica de orientacion conocida Estareorientacion fue realizada por Rosa Gomez Delgado y Mario A Higuera G con rutinas deIRAF (Image Reducction and Astronomical Facilities ver httpwwwirafcom) tomandocomo imagen fotografica de referencia la dispuesta en la base del Telescopio EspacialHubble (HST) ver httphubblesiteorggallery

28

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Figura 41 Reduccion espectral para el filtro Rojo separacion espacial fuente Mario AHiguera G

Un vez reorientado el espectro original se realizo una separacion de la cantidad de luzque paso a traves de la apertura del instrumento para los filtros rojo y azul a lo largodel rango espacial definido En la apertura espacial aparecen todas las fuentes de emisionpresentes en el momento del registro Al visualizarlas con la rutina apall de IRAF figura41 se separan las regiones de estudio

El analisis permito identificar y reducir seis zonas en total para cada filtro que al sersuperpuestas con la imagen fotografica espacial de NGC6240 se distiguieron ası zona Inucleo del sur zona II proximidad hacia el sur de la zona I zona III proximidad hacia elnorte del registro fotografico zona IV nucleo del norte zona V seccion intermedia entrelos dos nucleos y finalmente la zona VI estrella de calibracion

De todas las zonas se obtuvo un espectro para cada filtro estos fueron normalizados ypromediados con el fin de dar unicidad y ası permitir visualizar un espectro del visible enun rango entre 3200A y 7200A para todas las zonas Los espectros obtenidos se corrigieronpor Doppler (z = 0024480 NED ver httpnedipaccaltechedu) y exceso de colorasociado al polvo segun Cardelli et al (1989) en donde

E(BminusV ) = minus232 log

(Rint

Robs

)siendo Rint = 31 y Robs =HαHβ la relacion de flujos previamnete calibados de las lıneasHα y Hβ medidos por tecnica de separacion en LINER1

1LINER herramienta computacional del reporte interno de Richard W Pogge la cual utiliza una

41 REDUCCION 29 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Figura 42 Imagen fotografica del HST de NGC6240

Los espectros al final de la reduccion que se utilizaron para este trabajo se presentan enla figura 43

Al realizar el analisis de cada una de las zonas reducidas se encuentra que las zonas Iy IV presentan espectros asociados a nucleos activos las zonas II y III corresponden alas regiones adyacentes de estos nucleos que debido a su baja razon senal-ruido no serananalizadas en este trabajo la zona V corresponde a la zona intermedia debida a la fuertecomponente estelar presente en el espectro y finalmente la zona VI presenta un espectrocaracterıstico de una estrella identificada en la imagen fotografica que se utiliza comopatron de referencia figura 42

tecnica que define un continuo arbitrario sobre el cual es posible marcar el centro esperado de una lıneasobre un espectro esto permite adquirir los valores de λ centro de lınea FWHM ancho equivalente yflujo de las lıneas tanto de emision como de absorcion

41 REDUCCION 30 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

0

2eminus13

4eminus13

6eminus13

8eminus13

λ[Å]4000 5000 6000

Zona I

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

0

2eminus16

4eminus16

6eminus16

8eminus16

1eminus15

12eminus15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona II

(a) (b)

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

minus2eminus16

minus1eminus16

0

1eminus16

2eminus16

3eminus16

4eminus16

λ[Å]3000 4000 5000 6000 7000

Zona III

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

0

5eminus14

1eminus13

15eminus13

2eminus13

25eminus13

3eminus13

35eminus13

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona IV

(c) (d)

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

minus1eminus16

0

1eminus16

2eminus16

3eminus16

4eminus16

5eminus16

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona V

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

2eminus17

4eminus17

6eminus17

8eminus17

1eminus16

12eminus16

λ[Å]4000 5000 6000 7000

ZonaVI

(e) (f)

Figura 43 Espectros reducidos del visible para NGC6240 (a) Zona I (b) Zona II (c)Zona III (d) Zona IV (e) Zona V (f) Zona VI

41 REDUCCION 31 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

42 Caracterizacion

Los espectros de las zonas I y IV son caracterizados por los valores de λ centro de lıneaFWHM ancho equivalente y flujo de las lıneas de absorcion y emision los cuales se puedenobservar en las tablas 42 y 43 para cada zona respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259856 141934 121105 932365

He I lowast 3820000 38243220 240649 -368885 -331320

[Ne III] 3868760 38665283 196365 960760 849525

K-Ca II lowast 3933000 39298906 825863 -438132 -378235

H-Ca II lowast 3968000 39671277 970000 -270968 -230588

He I 4026000 40302915 870264 207639 172326

[S II] 4068600 40671338 613711 167254 136787

Fe II 4178862 41774009 188631 0157450 0123046

Hδ 4101740 41114917 365668 0608985 0489181

Hγ 4340471 43366045 920191 176589 128710

Hβ 4861300 48590737 156186 132648 538800

[O III] 4958900 49586538 303193 112192 394091

[ OIII] 5006840 50054878 217619 263052 856364

C-C lowast 5165000 51681416 204788 -181874 -0543207

Fe II 5197570 51986562 182212 770700 227194

Na-I(D) lowast 5892000 58881143 119381 -971280 -202980

[O I] 6300304 62998452 208984 297493 540325

[O I] 6363776 63638130 213094 886981 157329

[N II] 6548050 65467163 236476 372079 629095

Hα 6562819 65614551 236476 988640 172153

[N II] 6583460 65830864 236476 950283 194036

[S II] 6716440 67180718 184565 402939 743104

[S II] 6730810 67330210 184565 288223 514382lowast Lınea de absorcion

Cuadro 42 Lıneas identificadas en la Zona I de NGC6240

En la caracterizacion de las dos zonas sobresale una significativa emision de Hβ [OIII]5007A Hα y [NII] 6585A asociadas a la formacion estelar o actividad del nucleo galacticoTambien es posible observar la presencia de lıneas de emision de HeI [OI] en conjuntocon la serie de Balmer Ası mismo fue posible medir la lınea de emision [OII] en 3727Ajunto con las lıneas de H-Ca K-Ca

42 CARACTERIZACION 32 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3728815 37295811 139871 980735 752002

[Ne III] 3868760 38702319 202032 129640 988668

K-Ca II lowast 3933000 39331504 649803 -303453 -241752

H-Ca II lowast 3968000 39680195 689754 -287500 -234462

G-banda lowast 4301000 43048105 301566 -703450 -553622

Hγ 4340471 43404194 808685 104001 0771791

Hβ 4861300 48625376 157743 105704 477370

[O III] 4958900 49602510 204316 867190 374412

[O III] 5006840 50088350 156499 203541 858706

C-C lowast 5165000 51694761 221025 -478236 -186147

[O I] 6300304 62999092 223367 346819 593403

[O I] 6363776 63637612 260837 125170 209970

[N II] 6548050 65507192 180655 374786 791877

Hα 6562819 65663501 180655 788344 165570

[N II] 6583460 65867407 180655 101594 211693

[S II] 6716440 67188540 132432 320833 634206

[S II] 6730810 67328965 185795 414013 81368lowast Lınea de absorcion

Cuadro 43 Lıneas identificadas en la Zona IV de NGC6240

42 CARACTERIZACION 33 Marıa E Rojas A

CAPITULO 5

Espectroscopıa Sintetica

Ajustada la sintesis de poblacion estelar inherente al codigo Starlight se estudio la galaxiaNGC6240 y se obtuvieron propiedades fısicas tales como la composicion estelar a lo largode la historia de la formacion estelar de la galaxia bajo la biblioteca de Bruzual y Char-lot (2003) parametros cineticos como extincion por polvo AV y el vector de poblacionestelar en terminos de una fraccion de luz(xj) obtenidos con la interprestacion del porcen-taje de formacion estelar sintetica y las caracterısticas de las lıneas de absorcion obtenidas

51 Sıntesis espectral

Con el fin de encontrar la sintesis de la poblacion estelar de los dos nucleos del sistema encolision NGC6240 se ejecuto el codigo Starlight para las zonas en las que era posible vi-sualizar la regiones centrales de cada nucleo zonas I y IV Con estos espectros de entradase ejecutaron las combinaciones lineales de la base de Bruzual y Charlot (2003) para lasmetalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z individualmente con esto se identificaron laspoblaciones estelares que contribuıan en la reproduccion sintetica de cada zona Con baseen estos resultados parciales finalmente se construyo la base que mejor representa cadazona respectivamente Esta contiene 200 poblaciones estelares con edades entre 2 times 106

y 13times1010 anos resolucion de 3A en un rango de 3200A a 9500A con metalicidades de02Z 04Z 1Z y 25Z rutas evolutivas de Padova 1994 libreria STELIB y funcionmasa inicial de Chabrier (2003)

La busqueda del mejor ajuste entre el espectro de entrada y el espectro de salida se centroen disminuir al maximo el valor de la relacion [chi2Nleff ] la cual relaciona el valor delχ2 de cada valor de λ Otro valor que se tuvo en cuenta fue la desviacion media porcentual

34

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

de todos los pıxeles con relacion al espectro de entrada [adev( )] los mejores valores seregistraron en la tabla 51

Parametro Zona I Zona IV

[chi2Nleff ] 137545 113193

[adev( )] 638644 446156

Cuadro 51 Calidad del ajuste de Starlight

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

Figura 51 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral I de NGC6240 (trazo negro)

Los espectros de la formacion estelar logrados con este ajuste se muestran en las figuras51 y 52 en donde el trazo rojo representa la formacıon estelar asociada al espectro deentrada representado con el trazo negro de las zonas I y IV respectivamente

En estas figuras se puede observar una componente de absorcion sintetica por cada lıneade emision observada del espectro de entrada como es el caso de las lıneas en la longitudde onda de 3740A 3796A 3837A 3887A 3933A 3969A 4098A 4338A 4100A 4339A4860A 6548A las cuales corresponde a transiciones electronicas conocidas y definidas enel cuadro 11

51 SINTESIS ESPECTRAL 35 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

ObservadoSinteacutetico

Figura 52 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral IV de NGC6240 (trazo negro)

51 SINTESIS ESPECTRAL 36 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

52 Sustraccion espectral

Un vez definida la formacion estelar de cada una de la zonas espectrales se realizo unasustraccion de la formacion estelar asociada a cada zona con el fin de descontaminar elespectro de emision del nucleo activo filtrando ası un espectro de mejores caracterısticasel cual es posible observar en el trazo azul de las figuras 53 y 54

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 53 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral I de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral I de NGC6240 (negro)obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z(b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 37 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 54 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral VI de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral IV de NGC6240(negro) obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Zy 25Z (b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 38 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

53 Caracterizacion espectral

Cada uno de los espectros se caracterizo con la identificacion de todas las lıneas de emisionpresentes en ellas una vez realizada la sustraccion mediante un ajuste de tipo gaussianodefinido en un continuo aleatorio en el software LINER siendo posible obtener el centrode lınea el ancho total a la mitad de la altura (FWHM) y el flujo total visualizados enlas tablas 53 y 53 para las zonas I y IV respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259714 145056 273839 953139

H11 3770630 37686479 440904 425545 149716

H10 3797898 37960681 401993 326624 112110

H9 3835384 38334482 367421 376538 124836

[Ne III] 3868760 38685388 179806 168928 541474

K Ca-II lowast 3933000 39294148 131932 -206818 -623528

H Ca-II 3968000 39691155 446669 468596 135456

He I 4026000 40263750 264590 900988 244257

[S II] 4068600 40721025 240745 173767 446216

Hδ 4101740 40978579 169919 276703 688289

Hγ 4340471 43382275 130266 353231 612874

Hβ 4861300 48594336 151258 -677140 792772

[O III] 4958900 49571484 182238 -129678 227669

[O III] 5006840 50056445 189935 -360470 737521

Fe II 5197570 51990830 217043 -909013 291244

[O I] 6300304 62998164 236848 -365105 644235

[O I] 6363776 63634268 280102 -542065 239085

[NII] 6548050 65466426 250518 -330128 652055

Hα 6562819 65614375 250518 -114643 186725

[N II] 6583460 65836201 250518 -195511 214778

[S II] 6716440 67192485 222886 -472177 102774

[S II] 6730810 67358408 222886 -280570 502474lowast Lınea de absorcion

Cuadro 52 Lıneas de Emision Zona I de NGC6240

531 Clasificacion de NGC6240

Para clasificar a NGC6240 entre los tipos de nucleo activo descritos en la literatura seutilizo las razones de flujo para la ubicacion de este sistema en el diagrama BPT (Bald-win Phillips amp Terlevich 1981) descrito en Cid Fernandes et al (2010) como la mejorseparacion entre galaxias tipo Seyfert LINER y de formacion estelar fuerte mediante la

53 CARACTERIZACION ESPECTRAL 39 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[ O I] 3726032 37296033 143969 -221934 787713

[Ne III] 3868760 38706140 118089 -233171 399531

K Ca-II lowast 3933000 39330952 120923 341232 -383848

S II 4076349 40792864 693475 913706 854107

Hδ 4101742 41004019 936462 679737 301683

Fe II lowast 4303176 43052456 192020 -119689 -283858

Hγ 4340471 43394087 100879 155567 419237

Hβ 4861300 48617803 144197 -647377 680787

[O III] 4958900 49606152 172003 -194691 316305

[O III] 5006840 50090156 161854 -479744 914152

[O I] 6300304 63029087 178476 -155210 621454

[O I] 6363776 63667563 189027 334244 199334

[N II] 6548050 65512285 184697 -152528 896611

Hα 6562819 65665557 184697 -1004495E+06 173249

[N II ] 6583460 65869326 184697 711567 217207

[S II] 6716440 67182754 122346 -459232 516263

[S II] 6730810 67316655 212515 -152349 100130lowast Lınea de absorcion

Cuadro 53 Lıneas de Emision Zona IV de NGC6240

relacion de los flujos de las lıneas de emision de Hα Hβ [NII]λ6584 y [OIII]λ5007 enlog([NII]λ6584 Hα) y log([OIII]λ5007Hβ) que para el caso de la region VI es

log([NII]λ6584 Hα) =020

y

log([OIII]λ5007 Hβ) =-028

lo que ubica a NGC6240 en el diagrama BPT dentro de las galaxia tipo LINER en con-cordancia con el catalogo de Veron-Cetty de (2006)

54 Propiedades fısicas de NGC6240

Los parametros derivados del mejor modelo de la sıntesis permiten adicionalmente calcu-lar y encontrar algunas propiedades fısicas de la galaxia tabla 54 A partir de cada unode estos parametros fue posible asociar las siguientes propiedades

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 40 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Parametro Definicion Zona I Zona IV

[summinus of minus xj( )] Vector de poblacion estelar 9422336 9897032

[Miniminus tot] Fraccion de masa 846570E+02 706677E+03

[Mcor minus tot] Logaritmo de la masa estelar [M] 613714E+02 363687E+03

[v0minusmin(kms)] -11323 -13292

[vdminusmin(kms)] 4700 8439

[AV minusmin(mag)] Atenuacion del polvo [magnitud] -10000 -10000

Cuadro 54 Calidad del ajuste de Starlight

Zona OSP IPS YPS

I 0 176488 765745

IV 06582 355544 614753

Cuadro 55 Porcentaje de formacion estelar sintetica de NGC6240 poblacion estelar joven(YSPs) t le 0 1 Giga anos poblacion estelar con edad intermedia (ISP) 0 1 lt tISP le 2Giga anos la poblacion estelar con edad superior (OSP) 125 Giga ano Rodrıguez ZaurınJ et al (2008)

EdadLa interpretacion del termino [summinus of minus xj( )] vector poblacion xj discutido enla seccion 31 permitio clasificar la poblacion estelar sintetica en i poblacion estelarjoven (YSPs) con componentes estelares de edad t le 0 1 Giga ano ii poblacionestelar con edad intermedia (ISP) con componentes de edad entre 0 1 lt tISP le 2Giga ano y iii poblacion estelar con edad superior (OSP) con componentes de edadmayor que 12 5 Giga ano Rodrıguez Zaurın J et al (2008) Es entonces como alrealizar un tabulacion de este vector en la sıntesis de NGC6240 se puede concluirque mas del 60 de la poblacion estelar corresponde a poblacion estelar joven elporcentaje de cada componente segun la zona se especifica en la cuadro 55

MetalicidadEl porcentaje de las metalicidades empleadas para reproducir el sistema NGC6240fueron tabulados en el cuadro 56 Se puede concluir que existe una contribucion depoblacion estelar de tipo frıo K o M ya que la metalicidad de este tipo de poblacioneses aproximadamente cero mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para lazona IV pertenecen a poblaciones mas calientes de tipo espectral O y M

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 41 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Zona 02Z( ) 04Z( ) 1Z( ) 25Z( )

I 219 3618 5583 00002

IV 1289 4501 4105 0

Cuadro 56 Porcentaje de la metalicidad media en la sıntesis de NGC6240

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 42 Marıa E Rojas A

CAPITULO 6

Conclusiones

Del mapeo de la galaxia NGC 6240 se logro extraer un espectro de buenas caracte-rısticas correspondiente a las zonas I y IV las cuales responden a las zonas espacialesde los nucleos de la galaxia mientras que para las demas zonas es necesario aunrealizar algunas reducciones con mayor detalle para lograr ası eliminar el alto ruidopresente en los espectros

Sobre los espectros espacialmente definidos se realizo una extraccion que permitioidentificar las lıneas de emision y absorcion presente en la zonas I y IV

Con base en la combinacion de las bases de poblaciones estelares de Bruzual GCharlot S (2003) se construyo un espectro sintetico de buenas caracterısticas conla ejecucion de Spectral Synthesis Code -Starlight Cid Fernandes R (2005) en laszonas I y IV

Se realizo una sustraccion entre el espectro observado y el espectro sintetico a fin deeliminar la componente de absorcion asociada con la formacion estelar reproducidacon el espectro sintetico obtenido dando origen a una tabla de flujos reales de lıneasde emision que no habıan sido posible medir debido a la superposicion de las lıneasde absorcion asociadas a la actividad de formacion estelar de la galaxia huesped

La poblacion estelar presente en el espectro sintetico de NGC 6240 segun la literaturade Rodrıguez Zaurın J (2008) es una poblacion estelar joven con edades entret le 0 1 Giga ano con un porcentaje del 765745 en la zona I y 614753 enla zona IV La poblacion estelar con edad intermedia entre 0 1 lt tISP le 2 Gigaano presentan un porcentaje mas bajo del 176488 y 355544 en las zonas I yIV respectivamente Mientras que la poblacion estelar mayor de 125 Giga ano notienen asociado ningun porcentaje en la contribucion del espectro sintetico

43

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Existe una poca contribucion de poblacion estelar de tipo frıo K o M en NGC6240ya que la metalicidad de este tipo de poblaciones es aproximadamente cero en lasıntesis espectral mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para la zona IVpertenecen a poblaciones jovenes de tipo espectral O y M

44 Marıa E Rojas A

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45

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BIBLIOGRAFIA 50 Marıa E Rojas A

CAPITULO 7

Anexos

SSP Edad [anos] Z Mstar

bc2003-hr-m42-chab-ssp-032spec 000174e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-034spec 000191e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-051spec 000417e9 000400 09666

bc2003-hr-m42-chab-ssp-052spec 000437e9 000400 09622

bc2003-hr-m42-chab-ssp-053spec 000457e9 000400 09579

bc2003-hr-m42-chab-ssp-054spec 000479e9 000400 09534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-055spec 000501e9 000400 09488

bc2003-hr-m42-chab-ssp-070spec 001000e9 000400 08862

bc2003-hr-m42-chab-ssp-073spec 001148e9 000400 08752

bc2003-hr-m42-chab-ssp-074spec 001202e9 000400 08716

bc2003-hr-m42-chab-ssp-075spec 001259e9 000400 08680

bc2003-hr-m42-chab-ssp-076spec 001318e9 000400 08644

bc2003-hr-m42-chab-ssp-077spec 001380e9 000400 08608

bc2003-hr-m42-chab-ssp-078spec 001445e9 000400 08571

bc2003-hr-m42-chab-ssp-079spec 001514e9 000400 08534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-080spec 001585e9 000400 08501

bc2003-hr-m42-chab-ssp-081spec 001660e9 000400 08469

bc2003-hr-m42-chab-ssp-082spec 001738e9 000400 08436

Continua en la pagina siguiente

51

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m42-chab-ssp-084spec 001905e9 000400 08369

bc2003-hr-m42-chab-ssp-087spec 002188e9 000400 08269

bc2003-hr-m42-chab-ssp-088spec 002291e9 000400 08237

bc2003-hr-m42-chab-ssp-112spec 006405e9 000400 07525

bc2003-hr-m42-chab-ssp-113spec 007187e9 000400 07446

bc2003-hr-m42-chab-ssp-114spec 008064e9 000400 07366

bc2003-hr-m42-chab-ssp-115spec 009048e9 000400 07287

bc2003-hr-m42-chab-ssp-116spec 010152e9 000400 07207

bc2003-hr-m42-chab-ssp-117spec 011391e9 000400 07130

bc2003-hr-m42-chab-ssp-118spec 012780e9 000400 07064

bc2003-hr-m42-chab-ssp-119spec 014340e9 000400 06997

bc2003-hr-m42-chab-ssp-120spec 016090e9 000400 06930

bc2003-hr-m42-chab-ssp-121spec 018053e9 000400 06863

bc2003-hr-m42-chab-ssp-122spec 020256e9 000400 06800

bc2003-hr-m42-chab-ssp-123spec 022727e9 000400 06738

bc2003-hr-m42-chab-ssp-124spec 025500e9 000400 06676

bc2003-hr-m42-chab-ssp-125spec 028612e9 000400 06613

bc2003-hr-m42-chab-ssp-126spec 032103e9 000400 06550

bc2003-hr-m42-chab-ssp-127spec 036020e9 000400 06486

bc2003-hr-m42-chab-ssp-128spec 040415e9 000400 06427

bc2003-hr-m42-chab-ssp-129spec 045347e9 000400 06370

bc2003-hr-m42-chab-ssp-130spec 050880e9 000400 06313

bc2003-hr-m42-chab-ssp-131spec 057088e9 000400 06256

bc2003-hr-m42-chab-ssp-132spec 064054e9 000400 06197

bc2003-hr-m42-chab-ssp-133spec 071870e9 000400 06140

bc2003-hr-m42-chab-ssp-134spec 080640e9 000400 06082

bc2003-hr-m42-chab-ssp-135spec 090479e9 000400 06024

bc2003-hr-m42-chab-ssp-201spec 1500000e9 000400 04919

bc2003-hr-m42-chab-ssp-204spec 1575000e9 000400 04915

bc2003-hr-m42-chab-ssp-214spec 1825000e9 000400 04875

bc2003-hr-m42-chab-ssp-218spec 1925000e9 000400 04872

bc2003-hr-m52-chab-ssp-031spec 000166e9 000800 10000

Continua en la pagina siguiente

52 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-032spec 000174e9 000800 10000

bc2003-hr-m52-chab-ssp-034spec 000191e9 000800 10000

bc2003-hr-m52-chab-ssp-051spec 000417e9 000800 09645

bc2003-hr-m52-chab-ssp-052spec 000437e9 000800 09599

bc2003-hr-m52-chab-ssp-054spec 000479e9 000800 09496

bc2003-hr-m52-chab-ssp-055spec 000501e9 000800 09443

bc2003-hr-m52-chab-ssp-070spec 001000e9 000800 08827

bc2003-hr-m52-chab-ssp-073spec 001148e9 000800 08725

bc2003-hr-m52-chab-ssp-074spec 001202e9 000800 08691

bc2003-hr-m52-chab-ssp-075spec 001259e9 000800 08657

bc2003-hr-m52-chab-ssp-076spec 001318e9 000800 08622

bc2003-hr-m52-chab-ssp-077spec 001380e9 000800 08587

bc2003-hr-m52-chab-ssp-078spec 001445e9 000800 08552

bc2003-hr-m52-chab-ssp-079spec 001514e9 000800 08517

bc2003-hr-m52-chab-ssp-080spec 001585e9 000800 08485

bc2003-hr-m52-chab-ssp-081spec 001660e9 000800 08453

bc2003-hr-m52-chab-ssp-082spec 001738e9 000800 08420

bc2003-hr-m52-chab-ssp-083spec 001820e9 000800 08387

bc2003-hr-m52-chab-ssp-084spec 001905e9 000800 08354

bc2003-hr-m52-chab-ssp-087spec 002188e9 000800 08256

bc2003-hr-m52-chab-ssp-088spec 002291e9 000800 08226

bc2003-hr-m52-chab-ssp-112spec 006405e9 000800 07527

bc2003-hr-m52-chab-ssp-113spec 007187e9 000800 07451

bc2003-hr-m52-chab-ssp-114spec 008064e9 000800 07376

bc2003-hr-m52-chab-ssp-115spec 009048e9 000800 07301

bc2003-hr-m52-chab-ssp-116spec 010152e9 000800 07226

bc2003-hr-m52-chab-ssp-117spec 011391e9 000800 07150

bc2003-hr-m52-chab-ssp-118spec 012780e9 000800 07088

bc2003-hr-m52-chab-ssp-119spec 014340e9 000800 07026

bc2003-hr-m52-chab-ssp-120spec 016090e9 000800 06963

bc2003-hr-m52-chab-ssp-121spec 018053e9 000800 06900

bc2003-hr-m52-chab-ssp-122spec 020256e9 000800 06838

Continua en la pagina siguiente

53 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-123spec 022727e9 000800 06781

bc2003-hr-m52-chab-ssp-124spec 025500e9 000800 06723

bc2003-hr-m52-chab-ssp-125spec 028612e9 000800 06665

bc2003-hr-m52-chab-ssp-126spec 032103e9 000800 06607

bc2003-hr-m52-chab-ssp-127spec 036020e9 000800 06548

bc2003-hr-m52-chab-ssp-128spec 040415e9 000800 06490

bc2003-hr-m52-chab-ssp-129spec 045347e9 000800 06434

bc2003-hr-m52-chab-ssp-130spec 050880e9 000800 06377

bc2003-hr-m52-chab-ssp-131spec 057088e9 000800 06318

bc2003-hr-m52-chab-ssp-132spec 064054e9 000800 06266

bc2003-hr-m52-chab-ssp-133spec 071870e9 000800 06205

bc2003-hr-m52-chab-ssp-134spec 080640e9 000800 06145

bc2003-hr-m52-chab-ssp-135spec 090479e9 000800 06086

bc2003-hr-m52-chab-ssp-201spec 1500000e9 000800 04936

bc2003-hr-m52-chab-ssp-204spec 1575000e9 000800 04935

bc2003-hr-m52-chab-ssp-214spec 1825000e9 000800 04887

bc2003-hr-m52-chab-ssp-218spec 1925000e9 000800 04882

bc2003-hr-m62-chab-ssp-031spec 000166e9 002000 10000

bc2003-hr-m62-chab-ssp-032spec 000174e9 002000 10000

bc2003-hr-m62-chab-ssp-034spec 000191e9 002000 09996

bc2003-hr-m62-chab-ssp-051spec 000417e9 002000 09535

bc2003-hr-m62-chab-ssp-052spec 000437e9 002000 09482

bc2003-hr-m62-chab-ssp-054spec 000479e9 002000 09384

bc2003-hr-m62-chab-ssp-055spec 000501e9 002000 09342

bc2003-hr-m62-chab-ssp-070spec 001000e9 002000 08751

bc2003-hr-m62-chab-ssp-071spec 001047e9 002000 08716

bc2003-hr-m62-chab-ssp-072spec 001096e9 002000 08680

bc2003-hr-m62-chab-ssp-073spec 001148e9 002000 08644

bc2003-hr-m62-chab-ssp-074spec 001202e9 002000 08608

bc2003-hr-m62-chab-ssp-075spec 001259e9 002000 08572

bc2003-hr-m62-chab-ssp-076spec 001318e9 002000 08535

bc2003-hr-m62-chab-ssp-077spec 001380e9 002000 08503

Continua en la pagina siguiente

54 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-078spec 001445e9 002000 08472

bc2003-hr-m62-chab-ssp-079spec 001514e9 002000 08440

bc2003-hr-m62-chab-ssp-081spec 001660e9 002000 08375

bc2003-hr-m62-chab-ssp-082spec 001738e9 002000 08342

bc2003-hr-m62-chab-ssp-084spec 001905e9 002000 08276

bc2003-hr-m62-chab-ssp-087spec 002188e9 002000 08189

bc2003-hr-m62-chab-ssp-088spec 002291e9 002000 08159

bc2003-hr-m62-chab-ssp-112spec 006405e9 002000 07502

bc2003-hr-m62-chab-ssp-113spec 007187e9 002000 07429

bc2003-hr-m62-chab-ssp-114spec 008064e9 002000 07360

bc2003-hr-m62-chab-ssp-115spec 009048e9 002000 07291

bc2003-hr-m62-chab-ssp-116spec 010152e9 002000 07221

bc2003-hr-m62-chab-ssp-117spec 011391e9 002000 07150

bc2003-hr-m62-chab-ssp-118spec 012780e9 002000 07093

bc2003-hr-m62-chab-ssp-119spec 014340e9 002000 07036

bc2003-hr-m62-chab-ssp-120spec 016090e9 002000 06978

bc2003-hr-m62-chab-ssp-121spec 018053e9 002000 06920

bc2003-hr-m62-chab-ssp-122spec 020256e9 002000 06862

bc2003-hr-m62-chab-ssp-123spec 022727e9 002000 06808

bc2003-hr-m62-chab-ssp-124spec 025500e9 002000 06754

bc2003-hr-m62-chab-ssp-125spec 028612e9 002000 06700

bc2003-hr-m62-chab-ssp-126spec 032103e9 002000 06646

bc2003-hr-m62-chab-ssp-127spec 036020e9 002000 06592

bc2003-hr-m62-chab-ssp-128spec 040415e9 002000 06538

bc2003-hr-m62-chab-ssp-129spec 045347e9 002000 06484

bc2003-hr-m62-chab-ssp-130spec 050880e9 002000 06430

bc2003-hr-m62-chab-ssp-131spec 057088e9 002000 06376

bc2003-hr-m62-chab-ssp-132spec 064054e9 002000 06322

bc2003-hr-m62-chab-ssp-133spec 071870e9 002000 06265

bc2003-hr-m62-chab-ssp-134spec 080640e9 002000 06209

bc2003-hr-m62-chab-ssp-135spec 090479e9 002000 06152

bc2003-hr-m62-chab-ssp-201spec 1500000e9 002000 04999

Continua en la pagina siguiente

55 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-204spec 1575000e9 002000 04991

bc2003-hr-m62-chab-ssp-214spec 1825000e9 002000 04946

bc2003-hr-m62-chab-ssp-218spec 1925000e9 002000 04941

bc2003-hr-m72-chab-ssp-031spec 000166e9 005000 09918

bc2003-hr-m72-chab-ssp-032spec 000174e9 005000 09933

bc2003-hr-m72-chab-ssp-034spec 000191e9 005000 09890

bc2003-hr-m72-chab-ssp-051spec 000417e9 005000 09299

bc2003-hr-m72-chab-ssp-052spec 000437e9 005000 09260

bc2003-hr-m72-chab-ssp-054spec 000479e9 005000 09186

bc2003-hr-m72-chab-ssp-055spec 000501e9 005000 09147

bc2003-hr-m72-chab-ssp-070spec 001000e9 005000 08524

bc2003-hr-m72-chab-ssp-071spec 001047e9 005000 08491

bc2003-hr-m72-chab-ssp-072spec 001096e9 005000 08459

bc2003-hr-m72-chab-ssp-073spec 001148e9 005000 08427

bc2003-hr-m72-chab-ssp-074spec 001202e9 005000 08393

bc2003-hr-m72-chab-ssp-075spec 001259e9 005000 08360

bc2003-hr-m72-chab-ssp-076spec 001318e9 005000 08326

bc2003-hr-m72-chab-ssp-077spec 001380e9 005000 08292

bc2003-hr-m72-chab-ssp-078spec 001445e9 005000 08262

bc2003-hr-m72-chab-ssp-079spec 001514e9 005000 08233

bc2003-hr-m72-chab-ssp-081spec 001660e9 005000 08174

bc2003-hr-m72-chab-ssp-082spec 001738e9 005000 08143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-084spec 001905e9 005000 08081

bc2003-hr-m72-chab-ssp-087spec 002188e9 005000 07990

bc2003-hr-m72-chab-ssp-088spec 002291e9 005000 07958

bc2003-hr-m72-chab-ssp-112spec 006405e9 005000 07345

bc2003-hr-m72-chab-ssp-113spec 007187e9 005000 07278

bc2003-hr-m72-chab-ssp-114spec 008064e9 005000 07211

bc2003-hr-m72-chab-ssp-115spec 009048e9 005000 07144

bc2003-hr-m72-chab-ssp-116spec 010152e9 005000 07092

bc2003-hr-m72-chab-ssp-117spec 011391e9 005000 07039

bc2003-hr-m72-chab-ssp-118spec 012780e9 005000 06985

Continua en la pagina siguiente

56 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m72-chab-ssp-119spec 014340e9 005000 06930

bc2003-hr-m72-chab-ssp-120spec 016090e9 005000 06876

bc2003-hr-m72-chab-ssp-121spec 018053e9 005000 06823

bc2003-hr-m72-chab-ssp-122spec 020256e9 005000 06771

bc2003-hr-m72-chab-ssp-123spec 022727e9 005000 06720

bc2003-hr-m72-chab-ssp-124spec 025500e9 005000 06669

bc2003-hr-m72-chab-ssp-125spec 028612e9 005000 06618

bc2003-hr-m72-chab-ssp-126spec 032103e9 005000 06566

bc2003-hr-m72-chab-ssp-127spec 036020e9 005000 06514

bc2003-hr-m72-chab-ssp-128spec 040415e9 005000 06461

bc2003-hr-m72-chab-ssp-129spec 045347e9 005000 06410

bc2003-hr-m72-chab-ssp-130spec 050880e9 005000 06356

bc2003-hr-m72-chab-ssp-131spec 057088e9 005000 06302

bc2003-hr-m72-chab-ssp-132spec 064054e9 005000 06253

bc2003-hr-m72-chab-ssp-133spec 071870e9 005000 06196

bc2003-hr-m72-chab-ssp-134spec 080640e9 005000 06143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-135spec 090479e9 005000 06088

bc2003-hr-m72-chab-ssp-201spec 1500000e9 005000 04972

bc2003-hr-m72-chab-ssp-204spec 1575000e9 005000 04960

bc2003-hr-m72-chab-ssp-214spec 1825000e9 005000 04924

bc2003-hr-m72-chab-ssp-218spec 1925000e9 005000 04908

Cuadro 71 Base N

57 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

3416 3436 [Ne v] 34260

3718 3735 [O II] 37260

3720 3737 [O II] 37288

3796 3802 H10 37979

3833 3841 H90 38354

3862 3871 [Ne III] 38691

3882 3891 H8 HeI 38890

3961 3973 [Ne III] 39678

3961 3974 Hε 39701

4024 4030 He I 40262

4067 4070 [S II] 40686

4095 4107 Hδ 41017

4332 4346 Hγ 43405

4469 4475 He I 44715

4854 4868 Hβ 48613

4947 4968 [O III] 49589

4998 5019 [O III] 50068

5009 5022 He I 50157

5156 5164 [Fe VII] 51584

5193 5202 [N I] 51991

5267 5274 [Fe III] 52704

5868 5883 He I 58756

6296 6303 [O I] 63003

6303 6315 [S III] 63121

6355 6372 [O I] 63638

6538 6591 [N II] 65480

6547 6576 Hα 65628

6575 6591 [N II] 65835

6667 6681 He I 66782

6710 6743 [S II] 67164

6718 6743 [S II] 67308

7061 7072 He I 70652

Continua en la pagina siguiente

58 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

7125 7142 [Ar III] 71358

7315 7329 [O II] 73195

7320 7335 [O II] 73302

6845 6945 BC03 lowastlowast7165 7210 BC03 lowastlowast7550 7725 BC03 lowastlowast5880 5906 NaD 5890 lowast lowast lowast9059 9079 [S III] 90690

lowast Lınea de emision

lowastlowast Region en la problematica Bruzual y Charlot (2003)

lowast lowast lowast Absorcion del medio interestelar en 5896A

Cuadro 72 Mascara General desarrollada por NataliaVale Asari (2005) para Starlight

59 Marıa E Rojas A

  • Acroacutenimos
  • Introduccioacuten
  • Fundamentos de Espectroscopiacutea
    • Fundamentos
    • Espectros Astrofiacutesicos
    • Nuacutecleos Activos de Galaxias
      • Sistema NGC6240
      • Sistema NGC6240
      • Coacutedigo de Siacutentesis Espectral
        • Modelo Fiacutesico - Matemaacutetico
        • Modelo Computacional
        • Bases Espectrales
          • Construccioacuten de una Poblacioacuten Estelar Simple (SSPs)
          • Modelos de Poblaciones Estelares Simples
              • Extraccioacuten y Anaacutelisis de Espectros
                • Reduccioacuten
                • Caracterizacioacuten
                  • Espectroscopiacutea Sinteacutetica
                    • Siacutentesis espectral
                    • Sustraccioacuten espectral
                    • Caracterizacioacuten espectral
                      • Clasificacioacuten de NGC6240
                        • Propiedades fiacutesicas de NGC6240
                          • Conclusiones
                            • Bibliografiacutea
                              • Anexos
Page 19: Espectroscop a estelar sint etica, aplicaciones astrof sicas · con modelos estelares que siguen una l nea de tiempo, producidos por la combinacion de bibliotecas de evolucion estelar,

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

2 Ensanchamiento Doppler debido a que en la nube de gas algunos atomos sealejan y otros se acercan al observador la contribucion total de radiacion sepuede desplazar al rojo y al azul como consecuencia del movimiento del gas enrotacion y se conoce como corrimiento al rojo (y al azul) z definido ası

z =λobservada minus λemitida

λemitida=

∆λ

λemitida= plusmn|vr|

c

donde vr es la velocidad radial en terminos de la velocidad mas probable en ladistribucion de Maxwell- Boltzman asociada a la temperatura local (T ) como

vr =

radic2κT

m

siendo κ la constante de Boltzmann y m la masa Por tanto el ancho de la lınease ve ensanchado matematicamen ası

∆λ =2λemitida

c

radic2κT

m (13)

3 Ensanchamiento colisional asociado a la interaccion de los atomos que se en-cuentran sometidos a altas presiones donde los niveles energeticos son altera-dos por los iones o electrones del ambiente ampliando la lınea debido a la altaprobabilidad de choque con atomos adyacentes Tal ensanchado esta dado por

∆λ =λ2

c

ησ

π

radic2κT

m (14)

donde 1ησ

es trayectoria libre media para colisiones

Entonces una transicion electronica se presenta en un intervalo de frecuenciasν = ∆E

h donde la intensidad de radiacion varıa en la vecindad de una frecuen-

cia central ν0 y se describe a traves de una funcion de probabilidad medianteun perfil de Lorentz o un perfil Gaussiano figura 13

Ancho equivalente (Wλ) es el ancho medido en A de una caja rectangular quecontiene un area igual a la contenida por un perfil de lınea espectral o el areamedida entre el nivel del continuo normalizado a la unidad con referencia cero

Wλ =

intfo(λ)minus fc(λ)

fc(λ)dλ (15)

donde fc(λ) es el flujo del continuo y fo(λ) es el flujo observado medido en A (figura14)

11 FUNDAMENTOS 9 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

F (υ)υο

Inte

nsid

ad d

e ra

diac

ioacuten

φ(υ)

Perfil de Lorentz

Perfil Gaussiano

Figura 13 Representacion grafica de un perfil de lınea

Ancho total a la mitad de la altura (FWHM por sus siglas en ingles) es el anchomedido a la mitad de la altura entre el continuo y el maximo del perfil de lınea y semiden en en A figura 14

Flujo Instantaneo es la energıa por unidad de tiempo que atraviesa un area dSobtenida al integrar la densidad de flujo espectral en todas las frecuencias posibles

F =

int π2

0

int 2π

0

I cos θ sen θdθdφ = πI (16)

siendo I la intensidad total emitida uniformemente en todas las direcciones Unaunidad de medida son los Janskys (10minus26 W mminus2 Hzminus1)

Luminosidad Se define como la energıa por unidad de tiempo emitida por una fuenteluminosa en todas las direcciones es decir en un angulo solido de 4π esteroradianesEn una radiacion isotropica la luminosidad se expresa como

L = 4πR2F (17)

donde F es la densidad de flujo que pasa a traves de una superficie que rodea lafuente luminosa a una distancia R por segundo su unidad de medida son ergs sminus1El termino 4π R2 corresponde al area superficial de la fuente luminosa obtenida dederivar el volumen de la esfera con respecto al radio

11 FUNDAMENTOS 10 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

FWHM

F2

F

120582[Å] 0

119865120582

W

0

FWHM

Figura 14 Representacion grafica de FWHM (Ancho total a la mitad de la altura porsus siglas en ingles)

Luminosidad Especıfica es la energıa en una frecuencia ν emitida por una fuentepor segundo

Lν = 4πR2Fν (18)

12 Espectros Astrofısicos

El espectro de una estrella o una galaxia contiene un continuo proveniente de la fuente yun espectro de lıneas superpuesta sobre el proveniente de las nubes en la vecindad de lafuente Todas las caracterısticas fısicas de estas nubes se adquieren con la interpretacionde las propiedades de las lıneas En el cuadro 11 se encuentran registradas las lıneas deemision y absorcion mas reportadas en la literatura con sus longitudes de onda especıficasen ellas sobresalen las lıneas de hidrogeno (serie de Balmer) lıneas de helio neutro lıneasde hierro doblete hidrogeno lınea de calcio ionizado (K) y la lınea del calcio neutro entreotras

En la figura 15 se observa el espectro de la galaxia NGC224 catalogada como una ga-laxia normal (Peimbert M amp Torres-Peimbert S 1981 Shuder J M Osterbrock DE1981 y Filippenko A V amp Sargent W L W 1988) en donde es posible encontrarlıneas anchas en las lıneas de Hα y Hβ asociadas a la alta velocidad del gas de la zonacentral

12 ESPECTROS ASTROFISICOS 11 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ [A] Lınea λ [A]

[O II] 3726032 [O III] 4958900

He I 3820000 [O III] 5006840

[NeIII] 3868760 C-C 5165000

K Ca-II 3933000 Fe II 5197570

H Ca-II 3968000 [O I] 6300304

HeI 4026000 [O I] 6363776

[S II] 4068600 [N II] 6548050

Fe II 4178862 Hα 6562819

Hδ 4101740 [N II] 6583460

Hγ 4340471 [S II] 6716440

Hβ 4861300 [S II] 6730810

Cuadro 11 Lıneas de absorcion y emision reportadas en la literatura

13 Nucleos Activos de Galaxias

Las galaxias con un nucleo activo (AGNs por sus siglas en ingles) son aquellas galaxiasque contienen una fuente central muy compacta altamente luminosa y emisoras de uncontinuo de gran cantidad de energıa y la presencia de intensas lıneas de emision El mode-lo que mejor describe las caracterısticas observadas en los AGNs es el Modelo Unificadoen donde se plantea que cada AGN contiene un agujero negro supermasivo en la regıoncentral (M amp 109M) y un disco de acrecion fuente del intenso continuo radiado Masdistante existe una region a la cual se le asocia la emision de lıneas denominada region delıneas anchas (BLR con vFWHM gt 100Kms) y mas distante una region de lınea delgadas(NLR con vFWHM lt 100Kms) rodeando un toro oscurecedor

Existen diferentes tipos de AGNs debido al registro de emision entre los que sobresalen

Galaxias Seyfert Objetos que presentan un nucleo brillante con lıneas de emisionproducidas por atomos en un amplio rango de ionizacion Un analisis espectral per-mitio categorizar estos AGNs en dos tipos Seyfert tipo 1 en donde se observan lıneasde emision anchas y Seyfert tipo 2 en donde se observan lıneas de emision estrechasestas galaxias se identifican segun la orientacion de observacion

Quasars AGNs que debido a sus distancias se observan como objetos muy brillantescon halos difusos estas son galaxias tıpicas en los primeros estadıos del universoaunque se encuentren tambien en el universo local

13 NUCLEOS ACTIVOS DE GALAXIAS 12 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

F λ[1

0-14

cm-2s-

1 Å-1]

0

2

4

6

8

λ[Å]3500 4000 4500 5000 5500

NGC224

Figura 15 Galaxia normal NGC224 fuente NED

LINERs (del ingles Low-Ionization Nuclear Emission-line Region) estas galaxiasson de baja luminosidad y sus espectros se asemejan a una tıpica galaxia Seyfert 2

En la figura 16 se presenta un espectro caracterıstico de un nucleo activo en el se puedeobservar que el continuo no responde a la ley de cuerpo negro y que ademas la intensidadde las lıneas de emision es superior a la intensidad de las lıneas de absorcion

F λ[1

0-17

cm-2s-

1 Å-1]

0

500

1000

1500

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Mkr699

Figura 16 Galaxia con nucleo activo MRK 0699 fuente SDSS

En algunas galaxias con nucleos activos tambien es posible encontrar intensa formacionestelar en la vecindad del AGN o en los brazos de la estructura huesped Esta actividadde formacion incrementa la emision en el infrarojo de manera que tambien se puedenclasificar como

13 NUCLEOS ACTIVOS DE GALAXIAS 13 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

LIRGs Galaxias Luminosas en el Infrarrojo (por su siglas en ingles Luminous In-frared Galaxies) con luminosidades L sim 1011L

ULIRGs Galaxias Ultra Luminosas en el Infrarrojo (por su siglas en ingles UltraLuminous Infrared Galaxies) presentan luminosidades L gt 1012L

Starburst galaxias que presentan una tasa de formacion estelar muy alta en un cortoperiodo de tiempo de la galaxia

13 NUCLEOS ACTIVOS DE GALAXIAS 14 Marıa E Rojas A

CAPITULO 2

Sistema NGC6240

NGC6240 (IC4625 UGC10592 MCG00-43-004 VV617 Psk1650+024) es un par inte-ractuante entre una galaxia elıptica y una galaxia ultraluminosa (IRAS 16504 0228)Fosbury amp Wall (1979) con dos nucleos en la region central Fried amp Schulz H (1983)Se encuentra a una distancia de 98 Mpc con ascension recta en 16h 52m 589s y declina-cion +02 24

prime03

primeprime desplazandose con una velocidad promedio de 7339 km sminus1

La morfologıa del sistema presenta una alteracion debida a la interaccion sin embargoSchulz et al (1993) detecta por primera vez la presencia de dos nucleos en la region cen-tral que segun las imagenes en el rojo de Dopita M A et al (2002) presentan fuertescolas de marea asociadas a la fusion hecho que llevo a catalogarla como un sistema demorfologıa compleja Observaciones en el optico han establecido que la separacion entrelos dos nucleos es de aproximadamente 16

primeprime(08 kpc) (Scoville NZ et al 2000) en

sentido norte-sur siendo el nucleo sur el mas brillante mientras que observaciones enradio calculan una separacion de 14

primeprime (Carral Turner amp Ho 1990) con una velocidad

de dispersion entre ellos de 229 km s minus1 (Tecza et al 2000 Genzel et al 2001)

El sistema NGC6240 posee una metalicidad aproximada de una decima solar (Oliva ampOriglia 1998) y es una fuente infrarroja ultraluminosa en donde el 99 de la lumino-sidad es bolometrica en el infrarrojo (Wright et al 1984 Soifer et al 1984) con unaluminosidad aproximada de 3 5times 1011 L (Yun amp Carilli 2002) de donde se estima queen un 50 a 75 es proveniente de un starburst (Genzel et al 1998 Rigopoulou etal 1999 Laurent et al 2000 Lutz et al 2003) mientras que el restante 25 o 50 proviene de la luminosidad del nucleo activo (Komossa et al 2003 Iwasawa amp Comastri1998 Vignati et al 1999 Iwasawa 1999 Matt 1999) derivado de los analisis en rayos Xen la lınea de emision de FeK a 64 keV para ambos nucleos y en la emision del continuo

15

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

a 100 keV

Un analisis del espectro en el optico muestra una fuerte emision en la lınea de [O III]y una debil emision en la lınea [O II] en el nucleo sur que se contrasta con una debilemision en la lınea [O III] y una fuerte emision en la lınea de [O II] del nucleo norteBarbieri C et al (1993) El espectro de NGC 6240 se destaca ademas por la relacionentre la lıneas de emision del hidrogeno molecular y la emision de [Fe II] en 164 micras(Becklin et al 1984 Rieke et al 1985 DePoy et al 1986) siendo la emision de Hα masfuerte al noroeste de la galaxia en contraste con la emision en el rojo al norte y al oestedel sistema El continuo puede ser descrito por modelos de absorcion con una instensidadaproximada de 650 mJy (Van Driel Wet al (2000)) debida a la emision nuclear directa(Vignati et al 1999 Netzer et al 1998)

Los estudios en el optico muestran que la emision de Hα se puede ver afectadas por laabsorcion asociada a la formacion estelar este hecho se refleja en la clasificacion paraeste sistema dentro de la taxonomıa de las galaxias activas ya que que su espectro sepuede clasificar como el de una galaxia con una region nuclear emisora de baja ionizacion(LINER) o Seyfert 2 (Kewley et al 2001 Goldader et al 1997a 1997b Kim et al 1995Veilleux et al 1995)

Existen varios estudios espectroscopicos del infrarrojo (IR) en la literatura (Doyon et al1994 Lester et al 1994) que muestran diferencias en la naturaleza de la poblacion estelarse considera que la poblacion estelar joven es la dominante del sistema Oliva et al (1999)

Otros estudios reportan poca actividad de H2O (Braatz et al 1997) sin embargo se con-firma la presencia de un perfil de absorcion en OH Baan et al (1985 1992) en dondealrededor de la mitad del flujo se concentra en una gruesa estructura de disco ubicadaentre el IR y el radio con una velocidad de 800 km sminus1 y un ancho total de lınea de 1400km sminus1 que revelan la complejidad de la dinamica de gases en este sistema debida a lagran perdida de masa que se aproxima a 500 M anominus1

Las recientes observaciones de NGC6240 realizado por el Satelite Chandra permitieroninvestigar el difuso halo galactico gracias a la emision de rayos X blandos en una regionde 110 times 80 kpc donde el gas tiene una temperatura aproximada de 75 millones deKelvin con una densidad estimada de 25 times 10minus3cmminus3 una masa total de 1010M unaluminosidad de 4 times 1041erg sminus1 y una metalicidad menor a 0 1Z Un analisis espectralespacialmente resuelto revela variaciones en la emision en Hα lo que implica un enri-quecimiento uniforme por parte de las supernovas de tipo II La evidencia observacionalapunta al aumento de la formacion de estrellas dentro de una gran abundancia de gasEmanuele Nardiniet al (2013)

16 Marıa E Rojas A

CAPITULO 3

Codigo de Sıntesis Espectral

Los astronomos han desarrollado algunos metodos para obtener informacion sobre la com-posicion de las estrellas y galaxias Uno de ellos es el analisis e interpretacion de los estadoselectronicos de los iones atomos y moleculas de las atmosferas de las estrellas y medio in-terestelar pertenecientes a una galaxia los cuales son reproducidos matematicamente a finde obtener espectros integrados que reconstruyen el espectro sintetico de la galaxia Hoyse tienen dos escuelas que describen la llamada sıntesis de poblacion estelar Evolutiva ySemi-empirıca En la primera escuela la sıntesis se obtiene al reproducir un biblioteca deespectros a partir de condiciones fısicas hipoteticas como historia de formacion estelarevolucion quımica y funcion de masa inicial sin embargo hay incertidumbre sobre las con-diciones fısicas reales de cada biblioteca En la segunda escuela la sıntesis es el resultadode una combinacion lineal de espectros de estrellas yo aglomerados con incertidumbre enla capacidad de las bases estelares para reproducir las condiciones diversas de las galaxiasGomes (2005)

El Dr Roberto Cid Fernandes desarrollo en 2005 un codigo de sıntesis mediante el al-goritmo Metropolis-Markov llamado Starlight Spectral Synthesis Code -Starlight el cualcombina linealmente elementos de bases estelares construidas a partir de observaciones yelementos de bases de poblaciones estelares simples teoricas con edad metalicidad y masadesarrolladas por Bruzual amp Charlot (2003) En este capıtulo se presenta la configuracionde las propiedades fısicas matematicas y computacionales del codigo Starlight

17

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

31 Modelo Fısico - Matematico

En la sıntesis espectral el espectro de una galaxia se compone de una combinacion linealde espectros de poblaciones estelares dentro de un espacio finito ξN con N componentesy elementos Lj(λ) (j = 1 N) Cada Lj es un espectro que depende de la poblacionestelar en un intervalo de longitud de onda λ La ecuacion principal del modelo de sıntesisespectral es

M(λ) =Nsumj=1

xjLj(λ) (31)

donde xj es el coeficiente de expansion y M(λ) es el espectro modelado de salida Laecuacion 31 puede expresarse como

M(λ)

M(λ0)=

Nsumj=1

xj

(Lj(λ)

Lj(λ0)

) (32)

donde se introduce la condicion de normalizacionsumN

j=1 xj = 1 que se cumplira en lalongitud de onda λ0 Ademas es posible interpretar que

M(λ) es el espectro modelo de prueba que a diferencia del espectro observado O(λ)puede consistir de unicamente lıneas de absorcion y un continuo

λ0 es la longitud de onda normalizada M(λ0) y Lj(λ0) son los valores del modelo

y espectro de la poblacion estelar j en λ0 Para este caso se considera λ0 = 4020 A

xj es el flujo monocromatico de la componente j en λ0 en el espacio ξN con extincionAV Al conjunto minusrarrx equiv (x1 xN) se llama el vector de poblacion e indica en lapractica la fraccion de luz debido a cada elemento N Por lo general esto no sumael 100 de la contribucion de luz

Lj(λ) es la poblacion estelar j del espacio ξN que comprende un elemento de labase Cada uno corresponde a una caracterıstica astrofısica bien definida (edad (tj)

metalicidad (Zj)) asociada a Lj medida en unidades L Aminus1 M

Para hacer un analisis funcional con el objeto de encontrar las relaciones del coeficiente xjes necesario una interpretacion matematica de los dos primeros items y una interpretacionfısica de los dos ultimos ası

1 Producto Interno como las funciones del espacio ξN son analıticas es necesariogarantizar que estas cumplan una relacion de ortogonalidad y ortornormalidad enun intervalo [a b] con respecto a una funcion de peso ε(λ) es decir

(Lm(λ) Ln(λ)) =

int b

a

Lm(λ)times Ln(λ)times ε(λ)dλ = Cmnδmn

31 MODELO FISICO - MATEMATICO 18 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

donde δmn es el delta de Kronecker y Cmn es una constante entonces si δmn es 1para todos los m y n se dice que el conjunto es ortonormal Por tanto

Nsumj

xj = 1 (33)

2 Extincion no se tiene en cuenta en el modelo Se sabe que la luz al atravesarun medio interestelar de gas o polvo presenta fenomenos de absorcion o dispersioncausando el llamado enrojecimiento del espectro el cual debe ser previamente co-rregido

3 Dispersion de velocidad es un proceso fısico debido a la dinamica estelar y estarelacionado con el corrimiento Doppler Ası el efecto neto sera el ensanchamiento delas lıneas de absorcion en el espectro observado (Oλ) efecto que debe ser corregidopreviamente

Incorporando las anteriores consideraciones la ecuacion 32 para un modelo fısico resulta

M(λ)

M(λ0)=

Nsumj=1

xj

(Lj(λ)

Lj(λ0)

)r(λ)otimesG(v σ) (34)

donde

r(λ) equiv 10minus04(AλminusAλ0) es el termino de extincion Aλ es la extincion del polvo en la

longitud de onda λ y Aλ0 es el enrojecimiento en la longitud de onda normalizadaλ0 En este trabajo se asume que la curva de extincion es similar a la de nuestragalaxia por eso se utilizara la ley de extincion de Cardelli et al (1989) Ademas seasume que todas las componentes estelares es decir cada elemento de la base sufreel mismo enrojecimiento AV

G(v σ) es una distribucion gaussiana de velocidades centrada en v con amplitudde dispersion σ Los espectros de base (L1(λ) LN) son convoluıdos1 (sımbolootimes) con G(v σ) para tener el ancho de las lıneas de absorcion y emision de M(λ)debidos a la cinematica estelar

1La convolucion transforma un espectro F (λ) a un espectro I(λ) dado por

I(λ) =

int +infin

minusinfinF

(λprime =

λ

1 + vc

)G(v v σ)dv (35)

31 MODELO FISICO - MATEMATICO 19 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

32 Modelo Computacional

La herramienta computacional que permitio realizar los calculos con la ecuacion 34 seencuentra disponible en wwwstarlightufscbr El codigo realiza una descomposicion deun espectro observado O(λ) sobre una base de espectros de poblaciones estelares simplescomo una combinacion lineal encontrando el mejor ajuste de M(λ) con relacion a O(λ)El ajuste a O(λ) se realiza a traves de la tecnica derivada de la mecanica estadısticaconocida como Simulated Annealing utilizada para encontrar los parametros mınimosmediante el algoritmo Metropolis - cadenas de Markov

χ2 equiv χ2 (minusrarrx M(λ0) Av v σ)) =

λfsumλi

(O(λ)minusM(λ))2 ω(λ)2 (36)

donde ω(λ)2 = eminus1λ es la funcion de peso expresada como la mascaraerror en cada λ

siendo cero para las longitudes de onda con flujos falsos o lıneas enmascardas λi es la lon-gitud de onda inicial y λf la longitud final de la suma en la funcion de χ2 Cid Fernandeset al (2004)

El ajuste se realiza en cuatro etapas

1 Primeros ajustes (First Fits FF) Hace un amplio barrido del espacio de parametros

Programa de enfriamiento el algoritmo pasa a traves de la base N disminu-yendo la temperatura iniciando desde la mas caliente hasta un valor mınimode temperatura definido en el archivo de configuracion siguiendo la funcionde probabilidad de Boltzmann y utilizando el criterio Metropolis planteado enCid Fernandes et al (2004b)

Adaptacion de la funcion peso Ajusta el peso de forma dinamica segun laeficiencia de las temperaturas aceptadas Cid Fernandes et al (2004b)

Criterios de convergencia centralizado en el valor adimensional el cual dacuenta de la convergencia de las cadenas asociado a cada elemento de la baseGelman y Rubin et al (1992)

Parametros cinematicos se define un valor para v y σ que se mantiene cons-tante en todo el algoritmo Metropolis Cid Fernandes et al (2004b)

2 Correcciones (Clip amp Refit) permite comprobar el peso asignado a cada punto res-pecto al espectro de entrada estableciendo el NSIGMA de ajuste

3 Apropiacion (Burn-In) es considerada la ultima etapa de Starlight ya que tomatodas las cadenas de Markov construidas en el paso anterior que tengan mayorpeso para encontrar ası el mejor ajuste de un espectro de entrada respecto a cadacadena

32 MODELO COMPUTACIONAL 20 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

4 Ultimos ajustes (EX0) desecha los componentes irrelevantes de la base N y afina elajuste generando el archivo de salida

33 Bases Espectrales

Una base espectral utiliza poblaciones estelares simples (SSPs) representadas mediantecumulos de estrellas que nacen a partir de una misma nube de gas con composicion quı-mica homogenea a traves de una formacion estelar intensa y caracterizada por tener unaedad y metalicidad bien definida

Definir las componentes N de la base es de vital importancia para que los resultadostengan alguna conexion con la realidad por ejemplo si se desea identificar la edad delas componentes estelares de una galaxia es necesario que la base precise dentro de susparametros la edad o metalicidad de cada N

331 Construccion de una Poblacion Estelar Simple (SSPs)

El metodo para generar la base de poblaciones estelares contiene tres componentes prin-cipales

1 Observaciones reunidas en bibliotecas estelares de espectros Estas varıan segun latemperatura y la luminosidad de las estrellas de acuerdo con las regiones que sepueden establecer en el diagrama Hertzsprung-Russell (HR)

2 Modelos teoricos de trayectorias evolutivas Estas predicen como serıa la evolucionde las estrellas en un diagrama HR que aportan a la formalizacion de una poblacionestelar

3 Funcion de masa inicial (FMI) φ(m) Pondera el numero de estrellas de masa entrem y m + dm independiente del tiempo y normalizada como

intmφ(m)dm = 1

El espectro de una estrella de masa m que depende de la longitud de onda λ la metali-cidad Z y la edad tprime definido por I(λm t

prime Z) en luminosidades solares [L] y con untiempo de vida τ(m) se define como

I(λm tprime Z) =

f(λm t

prime Z) si tprime le τ(m)

0 si tprime gt τ(m)(37)

donde f es una funcion de λm tprime y Z

Ahora se define

Ψ(tprime) tasa de formacion estelar

33 BASES ESPECTRALES 21 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Z(tprime) ley de enriquecimiento quımico

si se tiene una nube de gas con formacion estelar donde despues de un tiempo de vidat se tienen varias estrellas de distintas masas con edad tprime se debe satisfacer la relaciontprime le t ya que las estrellas no pueden ser mayores que el sistema Sin embargo las estre-llas con edades tprime nacieron en un tiempo t minus tprime donde la tasa de formacion estelar y elenriquecimiento quımico son diferentes de las actuales

El numero de estrellas con edad entre tprime y tprime+dtprime y masas entre m y m+dm en un tiempot esta dada por

dN(t) = Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdtprime (38)

Si la metalicidad esta dada por Z(tminus tprime) la suma de los espectros de las estrellas de edadentre tprime y tprime + dtprime y de masas entre m y m+ dm en el tiempo t es

I total(λm tprime Z(tminus tprime)) = I(λm t

prime Z(tminus tprime))times dN(t)

I total(λm tprime Z(tminus tprime)) = I(λm t

prime Z(tminus tprime))Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdtprime (39)

El espectro total en el tiempo t teniendo en cuenta todas las estrellas con masas entre ellımite inferior de las masas estelares (Mupp) y el lımite superior de masas estelares (Mlow)es

I(λ t) =

int t

0

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(tminus tprime))Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdt

prime (310)

Esta es la ecuacion general para crear un espectro l(λ t) de poblaciones estelares sujetoa una tasa de formacion estelar y a un enriquecimiento quımico determinado Por tantopara formar una poblacion estelar simple con una metalicidad Z y una edad t bien definidasolamente es necesario establecer Ψ(tminus tprime) como

Ψ(tminus tprime) = C times δ(tminus tprime) (311)

donde C es una constante de dimensiones [C] equiv [M] y δ(t minus tprime) equiv [anominus1] Luego laecuacion 310 se reemplaza por

I(λ t) =

int t

0

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(tminus tprime))Cδ(tminus tprime)φ(m)dmdt

prime (312)

Por tanto el espectro con una metalicidad definida en un tiempo tprime = 0 es

I(λ t) = C

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(0))φ(m)dm (313)

Con una poblacion estelar simple es posible generar los elementos de la base a partir dela ecuacion 313 como

33 BASES ESPECTRALES 22 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

L(λ t Z(0)) =I(λ t)

C

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(0))φ(m)dm (314)

L(λ t Z(0)) puede ser llamado Lj(λ) cuando t = tj y Z(0) = Zj con unidades [Lminus1Mminus1

]Por lo tanto el termino Lj(λ) se puede expresar como

Lj(λ) asympsumi

I(mi tj Z(j))φ(mi)∆mi donde τ(mi) le tj (315)

indicando que para calcular Lj(λ) se suman los espectros individuales de estrellas de unabiblioteca estelar dada a lo largo de una edad tj y metalicidad Zj por una funcion de masainicial

332 Modelos de Poblaciones Estelares Simples

Los espectros de las estrellas Lj(λ) se agrupan en diferentes modelos de poblaciones es-telares simples (SSPs) difiriendo en el conjunto de bibliotecas estelares y requerimientosevolutivos pero todos utilizan la funcion de masa de Chabrier (2003)

Υ(logm) prop

exp[minus

(logm minus logmc)2

2σ2

] si m le 1M

mminus13 si m gt 1M

(316)

con mc = 0008 y σ = 0069 Esta funcion de masa indica la cantidad de estrellas en unintervalo logarıtmico de masa 2

Los modelos utilizados son

STELIB (Stellar Library) contiene 249 estrellas observadas entre 3200A - 9500A yresolucion espectral de 3A (Le Borgne et al 2003)

2 podemos reemplazar φ(m) con la condicion de normalizacionint Mupp

Mlow

mΥ(logm)d logm = 1 (317)

con d logm

dm= 1

m ln 10 = d logm

dm= log e

m tenemos

log e

int Mupp

Mlow

Υ(logm)dm =

int Mupp

Mlow

mφ(m)dm = 1 (318)

por tanto

φ(m) = log eΥ(logm)

m (319)

33 BASES ESPECTRALES 23 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Nombre Metalicidad [Z] Fuente

Padova 1994 0001ndash 010 Alongi et al (1993)

Bressan et al (1993)

Fagotto et al (1994a)

Fagotto et al (1994b)

Girardi et al (1996)

Padova 2000 00004 ndash003 Girardi et al (2000)

Geneva 002 Schaller et al (1992)

Charbonnel et al (1996)

Charbonnel et al (1999)

Cuadro 31 Trayectorias Evolutivas usadas en BC03 Fuente BC03

MILES (A Medium Resolution INT Library of Empirical Spectra) Contiene 985estrellas observadas entre 3200A - 7500A y resolucion media de 23A (Sanchez-Blazquez et al 2006)

Granada contiene 1654 espectros estelares compuestos con modelos de atmosferaestelar entre 3000A - 7000A y resolucion espectral de 03A (Martins et al 2005)

Bruzual amp Charlot (2003 BC03) Contiene 26 modelos de base con SSPs calculadosutilizando trayectoria evolutiva de Padova 1994 (Alongi et al 1993 Bressan et al1993 Fagotto et al 1994 Girardi et al 1996) cada base contiene 221 espectros dealta resolucion con edades desde t = 0 a t = 20 Giga anos en un rango de 3200A -9500A en unidades de LAminus1 Mminus1

13 de estas SSPS utilizan la FMI de Chabrier(2003) con Mlow = 01 M y Mupp = 100 M normalizados a una masa total de1M en las estrellas a la edad t = 0 las otras 13 SSPs son analogos Salpeter

Para este trabajo se adapto la base de poblaciones estelares simples de la biblioteca deBruzual e Charlot (2003 BC03) que se basa en trayectorias evolutivas y en bibliotecasde espectros estelares descritas en la tabla 31 32 y 33 La mayorıa de los resultadospublicados de Starlight usan este modelo por su amplia gama en edades y metalicidades

Para reproducir la formacion estelar de NGC6240 se utiliza una base que contiene 200SSPs con edades entre 2 times 106 y 13times1010 anos con resolucion de 3A en un rango de3200A a 9500A para las metalicidades de 02Z (m42) 04Z (m52) 1Z (m62) y 25Z(m72) con rutas evolutivas de Padova 1994 libreria STELIB 2003 y funcion masa inicialde Chabrier (2003) mostrados en el cuadro anexo 71 y visualizados en la figura 31 Ca-da una de las figuras representa una metalicidad de la base con sus respectivos 50 SSPscorrespondientes a diferentes edades En ellas es posible observar que los espectros se

33 BASES ESPECTRALES 24 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Nombre Tipo Intervalo de Resolucion Intervalo de Fuente

longitud de onda metalididad

BaSeL teorica 91 A a 160 micro m 300 105Z a 10Z Kurucz (1995 pc)

Bessel et al (1989)

Bessel et al (1991)

Fluks et al (1994)

Allard amp Hauschidt (1995)

Rauch (2002)

STELIB observacional 3200A a 9500A 2000 - 20 lt[FeH] lt050 Le Borgne et al (2003)

Pickles observacional 1205A a 25 micro m 500 Z Pickles (1998)

Fanelli et al (1992)

Cuadro 32 Bibliotecas de espectros estelares de BC03 Fuente BC03

Nombre Calibracion Fuente

BaSeL 10 teorica Lejeune et al (1997)

Lejeune et al (1998)

BaSeL 22 semi-empırica Lejeune et al (1997)

Lejeune et al (1998)

BaSeL 31 semi-empırica Westera (2000)

Padova 2000 00004 a 003 Westera et al (2002)

Cuadro 33 Diferentes calibraciones basadas BaSeL Fuente BC03

33 BASES ESPECTRALES 25 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

distribuyen desde la poblacion estelar de mayor temperatura en la parte superior hastalas mas frıas en la parte inferior cada espectro se encuentra calibrado por flujo y sonnormalizados a la unidad de masa solar (M)

Otra caracterıstica de la base BC03 es que no reproduce las lıneas de emision observadaspor lo tanto solo es posible reproducir las lıneas de absorcion debidas a la formacionestelar Es entonces donde el codigo requiere enmascarar o definir rangos de longitud deonda que correspondan a las lıneas de emision con el fin de aumentar la sensibilidaddel ajuste y encontrar ası la componente de absorcion que puede estar siendo opacadapor las lıneas de emision del mismo intervalo Para este trabajo se utiliza la mascarageneral dispuesta dentro del codigo adaptada en la tesis doctoral Natalia Vale Asari(2005) donde se enmascaran la lıneas de emision mas fuertes La mascara esta basada enlos trabajos de Gonzalez-Delgado et al (1995) Pastoriza et al(1993) Benjamin et al(1999) y Zhang et al (2005) y en regiones problematicas de la base de Bruzual y Charlot(2003) asociadas a efectos turbulentos entre 6845A - 6945A y entre 7550A - 7725A y laregion entre 7165A -7210A debida a errores sistematicos La mascara general detallada sepuede ver en la tabla anexa 72

33 BASES ESPECTRALES 26 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

02 Z∘

Log(L λ)[L ∘Å-

1 M∘-

1 ]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

04 Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

file=357911131415171921232527293133353639414345474951535557596163

(a) (b)Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

file=357911131517192123252729313335373941434547495153555759

25Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

y136y135y132y131y130y129y128y127y125y122y121y120y119y118y117y116y115y114y109y106y98y95y94y93y92y90y88y89y97y86y85y84y83y81y59y58y57y56y55y54x51y51y49x48y48y47y46y40y39

(c) (d)

Figura 31 Espectros de SSPs del modelo BC03 Bruzual amp Charlot 2003 para diferentesmetalicidades (a) 02Z (m42) (b) 04Z (m52) (c) 1Z(m62) (d) 25Z(m72) cadametalicidad contiene 50 SSPs con edades entre 2times 106 y 13times 1010 anos Resolucion de3A

33 BASES ESPECTRALES 27 Marıa E Rojas A

CAPITULO 4

Extraccion y Analisis de Espectros

El espectro original se obtuvo con el espectrografo ISIS del telescopio William Herschel de4 2m (WHT) instalado en la Palma (Canarias) utilizando las configuraciones R300B -CCD EEV 12 y R316R - CCD MARCONI2 para los brazos azul y rojo respectivamenteentre 3000A- 5000A y 5000A - 7800A con una escala de 149 segundos de arcomm alo largo de la hendidura El espectro fue cedido por la doctora Rosa Gomez Delgadodel Instituto de Astrofısica de Andalucia Los detalles de la observacion se encuentranregistrados en la tabla 41

Fecha Brazo CCD+gratting Slit PA Slit width (arcsec) texp[sec]

20050910 Red MARCONI2+R316R 88593063 1237020 900

20050909 Blue EEV12+R300B 88620857 1237020 900

Cuadro 41 Resumen de las observaciones espectroscopicas de NGC6240

41 Reduccion

En un espectro obtenido con una apertura donde no es posible identificar cual es lazona espacialmente localizada se hace necesario encontrar la orientacion espacial a fin deajustar la imagen espectral respecto a una imagen fotografica de orientacion conocida Estareorientacion fue realizada por Rosa Gomez Delgado y Mario A Higuera G con rutinas deIRAF (Image Reducction and Astronomical Facilities ver httpwwwirafcom) tomandocomo imagen fotografica de referencia la dispuesta en la base del Telescopio EspacialHubble (HST) ver httphubblesiteorggallery

28

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Figura 41 Reduccion espectral para el filtro Rojo separacion espacial fuente Mario AHiguera G

Un vez reorientado el espectro original se realizo una separacion de la cantidad de luzque paso a traves de la apertura del instrumento para los filtros rojo y azul a lo largodel rango espacial definido En la apertura espacial aparecen todas las fuentes de emisionpresentes en el momento del registro Al visualizarlas con la rutina apall de IRAF figura41 se separan las regiones de estudio

El analisis permito identificar y reducir seis zonas en total para cada filtro que al sersuperpuestas con la imagen fotografica espacial de NGC6240 se distiguieron ası zona Inucleo del sur zona II proximidad hacia el sur de la zona I zona III proximidad hacia elnorte del registro fotografico zona IV nucleo del norte zona V seccion intermedia entrelos dos nucleos y finalmente la zona VI estrella de calibracion

De todas las zonas se obtuvo un espectro para cada filtro estos fueron normalizados ypromediados con el fin de dar unicidad y ası permitir visualizar un espectro del visible enun rango entre 3200A y 7200A para todas las zonas Los espectros obtenidos se corrigieronpor Doppler (z = 0024480 NED ver httpnedipaccaltechedu) y exceso de colorasociado al polvo segun Cardelli et al (1989) en donde

E(BminusV ) = minus232 log

(Rint

Robs

)siendo Rint = 31 y Robs =HαHβ la relacion de flujos previamnete calibados de las lıneasHα y Hβ medidos por tecnica de separacion en LINER1

1LINER herramienta computacional del reporte interno de Richard W Pogge la cual utiliza una

41 REDUCCION 29 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Figura 42 Imagen fotografica del HST de NGC6240

Los espectros al final de la reduccion que se utilizaron para este trabajo se presentan enla figura 43

Al realizar el analisis de cada una de las zonas reducidas se encuentra que las zonas Iy IV presentan espectros asociados a nucleos activos las zonas II y III corresponden alas regiones adyacentes de estos nucleos que debido a su baja razon senal-ruido no serananalizadas en este trabajo la zona V corresponde a la zona intermedia debida a la fuertecomponente estelar presente en el espectro y finalmente la zona VI presenta un espectrocaracterıstico de una estrella identificada en la imagen fotografica que se utiliza comopatron de referencia figura 42

tecnica que define un continuo arbitrario sobre el cual es posible marcar el centro esperado de una lıneasobre un espectro esto permite adquirir los valores de λ centro de lınea FWHM ancho equivalente yflujo de las lıneas tanto de emision como de absorcion

41 REDUCCION 30 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

0

2eminus13

4eminus13

6eminus13

8eminus13

λ[Å]4000 5000 6000

Zona I

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

0

2eminus16

4eminus16

6eminus16

8eminus16

1eminus15

12eminus15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona II

(a) (b)

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

minus2eminus16

minus1eminus16

0

1eminus16

2eminus16

3eminus16

4eminus16

λ[Å]3000 4000 5000 6000 7000

Zona III

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

0

5eminus14

1eminus13

15eminus13

2eminus13

25eminus13

3eminus13

35eminus13

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona IV

(c) (d)

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

minus1eminus16

0

1eminus16

2eminus16

3eminus16

4eminus16

5eminus16

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona V

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

2eminus17

4eminus17

6eminus17

8eminus17

1eminus16

12eminus16

λ[Å]4000 5000 6000 7000

ZonaVI

(e) (f)

Figura 43 Espectros reducidos del visible para NGC6240 (a) Zona I (b) Zona II (c)Zona III (d) Zona IV (e) Zona V (f) Zona VI

41 REDUCCION 31 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

42 Caracterizacion

Los espectros de las zonas I y IV son caracterizados por los valores de λ centro de lıneaFWHM ancho equivalente y flujo de las lıneas de absorcion y emision los cuales se puedenobservar en las tablas 42 y 43 para cada zona respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259856 141934 121105 932365

He I lowast 3820000 38243220 240649 -368885 -331320

[Ne III] 3868760 38665283 196365 960760 849525

K-Ca II lowast 3933000 39298906 825863 -438132 -378235

H-Ca II lowast 3968000 39671277 970000 -270968 -230588

He I 4026000 40302915 870264 207639 172326

[S II] 4068600 40671338 613711 167254 136787

Fe II 4178862 41774009 188631 0157450 0123046

Hδ 4101740 41114917 365668 0608985 0489181

Hγ 4340471 43366045 920191 176589 128710

Hβ 4861300 48590737 156186 132648 538800

[O III] 4958900 49586538 303193 112192 394091

[ OIII] 5006840 50054878 217619 263052 856364

C-C lowast 5165000 51681416 204788 -181874 -0543207

Fe II 5197570 51986562 182212 770700 227194

Na-I(D) lowast 5892000 58881143 119381 -971280 -202980

[O I] 6300304 62998452 208984 297493 540325

[O I] 6363776 63638130 213094 886981 157329

[N II] 6548050 65467163 236476 372079 629095

Hα 6562819 65614551 236476 988640 172153

[N II] 6583460 65830864 236476 950283 194036

[S II] 6716440 67180718 184565 402939 743104

[S II] 6730810 67330210 184565 288223 514382lowast Lınea de absorcion

Cuadro 42 Lıneas identificadas en la Zona I de NGC6240

En la caracterizacion de las dos zonas sobresale una significativa emision de Hβ [OIII]5007A Hα y [NII] 6585A asociadas a la formacion estelar o actividad del nucleo galacticoTambien es posible observar la presencia de lıneas de emision de HeI [OI] en conjuntocon la serie de Balmer Ası mismo fue posible medir la lınea de emision [OII] en 3727Ajunto con las lıneas de H-Ca K-Ca

42 CARACTERIZACION 32 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3728815 37295811 139871 980735 752002

[Ne III] 3868760 38702319 202032 129640 988668

K-Ca II lowast 3933000 39331504 649803 -303453 -241752

H-Ca II lowast 3968000 39680195 689754 -287500 -234462

G-banda lowast 4301000 43048105 301566 -703450 -553622

Hγ 4340471 43404194 808685 104001 0771791

Hβ 4861300 48625376 157743 105704 477370

[O III] 4958900 49602510 204316 867190 374412

[O III] 5006840 50088350 156499 203541 858706

C-C lowast 5165000 51694761 221025 -478236 -186147

[O I] 6300304 62999092 223367 346819 593403

[O I] 6363776 63637612 260837 125170 209970

[N II] 6548050 65507192 180655 374786 791877

Hα 6562819 65663501 180655 788344 165570

[N II] 6583460 65867407 180655 101594 211693

[S II] 6716440 67188540 132432 320833 634206

[S II] 6730810 67328965 185795 414013 81368lowast Lınea de absorcion

Cuadro 43 Lıneas identificadas en la Zona IV de NGC6240

42 CARACTERIZACION 33 Marıa E Rojas A

CAPITULO 5

Espectroscopıa Sintetica

Ajustada la sintesis de poblacion estelar inherente al codigo Starlight se estudio la galaxiaNGC6240 y se obtuvieron propiedades fısicas tales como la composicion estelar a lo largode la historia de la formacion estelar de la galaxia bajo la biblioteca de Bruzual y Char-lot (2003) parametros cineticos como extincion por polvo AV y el vector de poblacionestelar en terminos de una fraccion de luz(xj) obtenidos con la interprestacion del porcen-taje de formacion estelar sintetica y las caracterısticas de las lıneas de absorcion obtenidas

51 Sıntesis espectral

Con el fin de encontrar la sintesis de la poblacion estelar de los dos nucleos del sistema encolision NGC6240 se ejecuto el codigo Starlight para las zonas en las que era posible vi-sualizar la regiones centrales de cada nucleo zonas I y IV Con estos espectros de entradase ejecutaron las combinaciones lineales de la base de Bruzual y Charlot (2003) para lasmetalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z individualmente con esto se identificaron laspoblaciones estelares que contribuıan en la reproduccion sintetica de cada zona Con baseen estos resultados parciales finalmente se construyo la base que mejor representa cadazona respectivamente Esta contiene 200 poblaciones estelares con edades entre 2 times 106

y 13times1010 anos resolucion de 3A en un rango de 3200A a 9500A con metalicidades de02Z 04Z 1Z y 25Z rutas evolutivas de Padova 1994 libreria STELIB y funcionmasa inicial de Chabrier (2003)

La busqueda del mejor ajuste entre el espectro de entrada y el espectro de salida se centroen disminuir al maximo el valor de la relacion [chi2Nleff ] la cual relaciona el valor delχ2 de cada valor de λ Otro valor que se tuvo en cuenta fue la desviacion media porcentual

34

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

de todos los pıxeles con relacion al espectro de entrada [adev( )] los mejores valores seregistraron en la tabla 51

Parametro Zona I Zona IV

[chi2Nleff ] 137545 113193

[adev( )] 638644 446156

Cuadro 51 Calidad del ajuste de Starlight

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

Figura 51 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral I de NGC6240 (trazo negro)

Los espectros de la formacion estelar logrados con este ajuste se muestran en las figuras51 y 52 en donde el trazo rojo representa la formacıon estelar asociada al espectro deentrada representado con el trazo negro de las zonas I y IV respectivamente

En estas figuras se puede observar una componente de absorcion sintetica por cada lıneade emision observada del espectro de entrada como es el caso de las lıneas en la longitudde onda de 3740A 3796A 3837A 3887A 3933A 3969A 4098A 4338A 4100A 4339A4860A 6548A las cuales corresponde a transiciones electronicas conocidas y definidas enel cuadro 11

51 SINTESIS ESPECTRAL 35 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

ObservadoSinteacutetico

Figura 52 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral IV de NGC6240 (trazo negro)

51 SINTESIS ESPECTRAL 36 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

52 Sustraccion espectral

Un vez definida la formacion estelar de cada una de la zonas espectrales se realizo unasustraccion de la formacion estelar asociada a cada zona con el fin de descontaminar elespectro de emision del nucleo activo filtrando ası un espectro de mejores caracterısticasel cual es posible observar en el trazo azul de las figuras 53 y 54

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 53 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral I de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral I de NGC6240 (negro)obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z(b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 37 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 54 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral VI de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral IV de NGC6240(negro) obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Zy 25Z (b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 38 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

53 Caracterizacion espectral

Cada uno de los espectros se caracterizo con la identificacion de todas las lıneas de emisionpresentes en ellas una vez realizada la sustraccion mediante un ajuste de tipo gaussianodefinido en un continuo aleatorio en el software LINER siendo posible obtener el centrode lınea el ancho total a la mitad de la altura (FWHM) y el flujo total visualizados enlas tablas 53 y 53 para las zonas I y IV respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259714 145056 273839 953139

H11 3770630 37686479 440904 425545 149716

H10 3797898 37960681 401993 326624 112110

H9 3835384 38334482 367421 376538 124836

[Ne III] 3868760 38685388 179806 168928 541474

K Ca-II lowast 3933000 39294148 131932 -206818 -623528

H Ca-II 3968000 39691155 446669 468596 135456

He I 4026000 40263750 264590 900988 244257

[S II] 4068600 40721025 240745 173767 446216

Hδ 4101740 40978579 169919 276703 688289

Hγ 4340471 43382275 130266 353231 612874

Hβ 4861300 48594336 151258 -677140 792772

[O III] 4958900 49571484 182238 -129678 227669

[O III] 5006840 50056445 189935 -360470 737521

Fe II 5197570 51990830 217043 -909013 291244

[O I] 6300304 62998164 236848 -365105 644235

[O I] 6363776 63634268 280102 -542065 239085

[NII] 6548050 65466426 250518 -330128 652055

Hα 6562819 65614375 250518 -114643 186725

[N II] 6583460 65836201 250518 -195511 214778

[S II] 6716440 67192485 222886 -472177 102774

[S II] 6730810 67358408 222886 -280570 502474lowast Lınea de absorcion

Cuadro 52 Lıneas de Emision Zona I de NGC6240

531 Clasificacion de NGC6240

Para clasificar a NGC6240 entre los tipos de nucleo activo descritos en la literatura seutilizo las razones de flujo para la ubicacion de este sistema en el diagrama BPT (Bald-win Phillips amp Terlevich 1981) descrito en Cid Fernandes et al (2010) como la mejorseparacion entre galaxias tipo Seyfert LINER y de formacion estelar fuerte mediante la

53 CARACTERIZACION ESPECTRAL 39 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[ O I] 3726032 37296033 143969 -221934 787713

[Ne III] 3868760 38706140 118089 -233171 399531

K Ca-II lowast 3933000 39330952 120923 341232 -383848

S II 4076349 40792864 693475 913706 854107

Hδ 4101742 41004019 936462 679737 301683

Fe II lowast 4303176 43052456 192020 -119689 -283858

Hγ 4340471 43394087 100879 155567 419237

Hβ 4861300 48617803 144197 -647377 680787

[O III] 4958900 49606152 172003 -194691 316305

[O III] 5006840 50090156 161854 -479744 914152

[O I] 6300304 63029087 178476 -155210 621454

[O I] 6363776 63667563 189027 334244 199334

[N II] 6548050 65512285 184697 -152528 896611

Hα 6562819 65665557 184697 -1004495E+06 173249

[N II ] 6583460 65869326 184697 711567 217207

[S II] 6716440 67182754 122346 -459232 516263

[S II] 6730810 67316655 212515 -152349 100130lowast Lınea de absorcion

Cuadro 53 Lıneas de Emision Zona IV de NGC6240

relacion de los flujos de las lıneas de emision de Hα Hβ [NII]λ6584 y [OIII]λ5007 enlog([NII]λ6584 Hα) y log([OIII]λ5007Hβ) que para el caso de la region VI es

log([NII]λ6584 Hα) =020

y

log([OIII]λ5007 Hβ) =-028

lo que ubica a NGC6240 en el diagrama BPT dentro de las galaxia tipo LINER en con-cordancia con el catalogo de Veron-Cetty de (2006)

54 Propiedades fısicas de NGC6240

Los parametros derivados del mejor modelo de la sıntesis permiten adicionalmente calcu-lar y encontrar algunas propiedades fısicas de la galaxia tabla 54 A partir de cada unode estos parametros fue posible asociar las siguientes propiedades

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 40 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Parametro Definicion Zona I Zona IV

[summinus of minus xj( )] Vector de poblacion estelar 9422336 9897032

[Miniminus tot] Fraccion de masa 846570E+02 706677E+03

[Mcor minus tot] Logaritmo de la masa estelar [M] 613714E+02 363687E+03

[v0minusmin(kms)] -11323 -13292

[vdminusmin(kms)] 4700 8439

[AV minusmin(mag)] Atenuacion del polvo [magnitud] -10000 -10000

Cuadro 54 Calidad del ajuste de Starlight

Zona OSP IPS YPS

I 0 176488 765745

IV 06582 355544 614753

Cuadro 55 Porcentaje de formacion estelar sintetica de NGC6240 poblacion estelar joven(YSPs) t le 0 1 Giga anos poblacion estelar con edad intermedia (ISP) 0 1 lt tISP le 2Giga anos la poblacion estelar con edad superior (OSP) 125 Giga ano Rodrıguez ZaurınJ et al (2008)

EdadLa interpretacion del termino [summinus of minus xj( )] vector poblacion xj discutido enla seccion 31 permitio clasificar la poblacion estelar sintetica en i poblacion estelarjoven (YSPs) con componentes estelares de edad t le 0 1 Giga ano ii poblacionestelar con edad intermedia (ISP) con componentes de edad entre 0 1 lt tISP le 2Giga ano y iii poblacion estelar con edad superior (OSP) con componentes de edadmayor que 12 5 Giga ano Rodrıguez Zaurın J et al (2008) Es entonces como alrealizar un tabulacion de este vector en la sıntesis de NGC6240 se puede concluirque mas del 60 de la poblacion estelar corresponde a poblacion estelar joven elporcentaje de cada componente segun la zona se especifica en la cuadro 55

MetalicidadEl porcentaje de las metalicidades empleadas para reproducir el sistema NGC6240fueron tabulados en el cuadro 56 Se puede concluir que existe una contribucion depoblacion estelar de tipo frıo K o M ya que la metalicidad de este tipo de poblacioneses aproximadamente cero mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para lazona IV pertenecen a poblaciones mas calientes de tipo espectral O y M

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 41 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Zona 02Z( ) 04Z( ) 1Z( ) 25Z( )

I 219 3618 5583 00002

IV 1289 4501 4105 0

Cuadro 56 Porcentaje de la metalicidad media en la sıntesis de NGC6240

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 42 Marıa E Rojas A

CAPITULO 6

Conclusiones

Del mapeo de la galaxia NGC 6240 se logro extraer un espectro de buenas caracte-rısticas correspondiente a las zonas I y IV las cuales responden a las zonas espacialesde los nucleos de la galaxia mientras que para las demas zonas es necesario aunrealizar algunas reducciones con mayor detalle para lograr ası eliminar el alto ruidopresente en los espectros

Sobre los espectros espacialmente definidos se realizo una extraccion que permitioidentificar las lıneas de emision y absorcion presente en la zonas I y IV

Con base en la combinacion de las bases de poblaciones estelares de Bruzual GCharlot S (2003) se construyo un espectro sintetico de buenas caracterısticas conla ejecucion de Spectral Synthesis Code -Starlight Cid Fernandes R (2005) en laszonas I y IV

Se realizo una sustraccion entre el espectro observado y el espectro sintetico a fin deeliminar la componente de absorcion asociada con la formacion estelar reproducidacon el espectro sintetico obtenido dando origen a una tabla de flujos reales de lıneasde emision que no habıan sido posible medir debido a la superposicion de las lıneasde absorcion asociadas a la actividad de formacion estelar de la galaxia huesped

La poblacion estelar presente en el espectro sintetico de NGC 6240 segun la literaturade Rodrıguez Zaurın J (2008) es una poblacion estelar joven con edades entret le 0 1 Giga ano con un porcentaje del 765745 en la zona I y 614753 enla zona IV La poblacion estelar con edad intermedia entre 0 1 lt tISP le 2 Gigaano presentan un porcentaje mas bajo del 176488 y 355544 en las zonas I yIV respectivamente Mientras que la poblacion estelar mayor de 125 Giga ano notienen asociado ningun porcentaje en la contribucion del espectro sintetico

43

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Existe una poca contribucion de poblacion estelar de tipo frıo K o M en NGC6240ya que la metalicidad de este tipo de poblaciones es aproximadamente cero en lasıntesis espectral mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para la zona IVpertenecen a poblaciones jovenes de tipo espectral O y M

44 Marıa E Rojas A

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BIBLIOGRAFIA 50 Marıa E Rojas A

CAPITULO 7

Anexos

SSP Edad [anos] Z Mstar

bc2003-hr-m42-chab-ssp-032spec 000174e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-034spec 000191e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-051spec 000417e9 000400 09666

bc2003-hr-m42-chab-ssp-052spec 000437e9 000400 09622

bc2003-hr-m42-chab-ssp-053spec 000457e9 000400 09579

bc2003-hr-m42-chab-ssp-054spec 000479e9 000400 09534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-055spec 000501e9 000400 09488

bc2003-hr-m42-chab-ssp-070spec 001000e9 000400 08862

bc2003-hr-m42-chab-ssp-073spec 001148e9 000400 08752

bc2003-hr-m42-chab-ssp-074spec 001202e9 000400 08716

bc2003-hr-m42-chab-ssp-075spec 001259e9 000400 08680

bc2003-hr-m42-chab-ssp-076spec 001318e9 000400 08644

bc2003-hr-m42-chab-ssp-077spec 001380e9 000400 08608

bc2003-hr-m42-chab-ssp-078spec 001445e9 000400 08571

bc2003-hr-m42-chab-ssp-079spec 001514e9 000400 08534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-080spec 001585e9 000400 08501

bc2003-hr-m42-chab-ssp-081spec 001660e9 000400 08469

bc2003-hr-m42-chab-ssp-082spec 001738e9 000400 08436

Continua en la pagina siguiente

51

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m42-chab-ssp-084spec 001905e9 000400 08369

bc2003-hr-m42-chab-ssp-087spec 002188e9 000400 08269

bc2003-hr-m42-chab-ssp-088spec 002291e9 000400 08237

bc2003-hr-m42-chab-ssp-112spec 006405e9 000400 07525

bc2003-hr-m42-chab-ssp-113spec 007187e9 000400 07446

bc2003-hr-m42-chab-ssp-114spec 008064e9 000400 07366

bc2003-hr-m42-chab-ssp-115spec 009048e9 000400 07287

bc2003-hr-m42-chab-ssp-116spec 010152e9 000400 07207

bc2003-hr-m42-chab-ssp-117spec 011391e9 000400 07130

bc2003-hr-m42-chab-ssp-118spec 012780e9 000400 07064

bc2003-hr-m42-chab-ssp-119spec 014340e9 000400 06997

bc2003-hr-m42-chab-ssp-120spec 016090e9 000400 06930

bc2003-hr-m42-chab-ssp-121spec 018053e9 000400 06863

bc2003-hr-m42-chab-ssp-122spec 020256e9 000400 06800

bc2003-hr-m42-chab-ssp-123spec 022727e9 000400 06738

bc2003-hr-m42-chab-ssp-124spec 025500e9 000400 06676

bc2003-hr-m42-chab-ssp-125spec 028612e9 000400 06613

bc2003-hr-m42-chab-ssp-126spec 032103e9 000400 06550

bc2003-hr-m42-chab-ssp-127spec 036020e9 000400 06486

bc2003-hr-m42-chab-ssp-128spec 040415e9 000400 06427

bc2003-hr-m42-chab-ssp-129spec 045347e9 000400 06370

bc2003-hr-m42-chab-ssp-130spec 050880e9 000400 06313

bc2003-hr-m42-chab-ssp-131spec 057088e9 000400 06256

bc2003-hr-m42-chab-ssp-132spec 064054e9 000400 06197

bc2003-hr-m42-chab-ssp-133spec 071870e9 000400 06140

bc2003-hr-m42-chab-ssp-134spec 080640e9 000400 06082

bc2003-hr-m42-chab-ssp-135spec 090479e9 000400 06024

bc2003-hr-m42-chab-ssp-201spec 1500000e9 000400 04919

bc2003-hr-m42-chab-ssp-204spec 1575000e9 000400 04915

bc2003-hr-m42-chab-ssp-214spec 1825000e9 000400 04875

bc2003-hr-m42-chab-ssp-218spec 1925000e9 000400 04872

bc2003-hr-m52-chab-ssp-031spec 000166e9 000800 10000

Continua en la pagina siguiente

52 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-032spec 000174e9 000800 10000

bc2003-hr-m52-chab-ssp-034spec 000191e9 000800 10000

bc2003-hr-m52-chab-ssp-051spec 000417e9 000800 09645

bc2003-hr-m52-chab-ssp-052spec 000437e9 000800 09599

bc2003-hr-m52-chab-ssp-054spec 000479e9 000800 09496

bc2003-hr-m52-chab-ssp-055spec 000501e9 000800 09443

bc2003-hr-m52-chab-ssp-070spec 001000e9 000800 08827

bc2003-hr-m52-chab-ssp-073spec 001148e9 000800 08725

bc2003-hr-m52-chab-ssp-074spec 001202e9 000800 08691

bc2003-hr-m52-chab-ssp-075spec 001259e9 000800 08657

bc2003-hr-m52-chab-ssp-076spec 001318e9 000800 08622

bc2003-hr-m52-chab-ssp-077spec 001380e9 000800 08587

bc2003-hr-m52-chab-ssp-078spec 001445e9 000800 08552

bc2003-hr-m52-chab-ssp-079spec 001514e9 000800 08517

bc2003-hr-m52-chab-ssp-080spec 001585e9 000800 08485

bc2003-hr-m52-chab-ssp-081spec 001660e9 000800 08453

bc2003-hr-m52-chab-ssp-082spec 001738e9 000800 08420

bc2003-hr-m52-chab-ssp-083spec 001820e9 000800 08387

bc2003-hr-m52-chab-ssp-084spec 001905e9 000800 08354

bc2003-hr-m52-chab-ssp-087spec 002188e9 000800 08256

bc2003-hr-m52-chab-ssp-088spec 002291e9 000800 08226

bc2003-hr-m52-chab-ssp-112spec 006405e9 000800 07527

bc2003-hr-m52-chab-ssp-113spec 007187e9 000800 07451

bc2003-hr-m52-chab-ssp-114spec 008064e9 000800 07376

bc2003-hr-m52-chab-ssp-115spec 009048e9 000800 07301

bc2003-hr-m52-chab-ssp-116spec 010152e9 000800 07226

bc2003-hr-m52-chab-ssp-117spec 011391e9 000800 07150

bc2003-hr-m52-chab-ssp-118spec 012780e9 000800 07088

bc2003-hr-m52-chab-ssp-119spec 014340e9 000800 07026

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bc2003-hr-m52-chab-ssp-122spec 020256e9 000800 06838

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53 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-123spec 022727e9 000800 06781

bc2003-hr-m52-chab-ssp-124spec 025500e9 000800 06723

bc2003-hr-m52-chab-ssp-125spec 028612e9 000800 06665

bc2003-hr-m52-chab-ssp-126spec 032103e9 000800 06607

bc2003-hr-m52-chab-ssp-127spec 036020e9 000800 06548

bc2003-hr-m52-chab-ssp-128spec 040415e9 000800 06490

bc2003-hr-m52-chab-ssp-129spec 045347e9 000800 06434

bc2003-hr-m52-chab-ssp-130spec 050880e9 000800 06377

bc2003-hr-m52-chab-ssp-131spec 057088e9 000800 06318

bc2003-hr-m52-chab-ssp-132spec 064054e9 000800 06266

bc2003-hr-m52-chab-ssp-133spec 071870e9 000800 06205

bc2003-hr-m52-chab-ssp-134spec 080640e9 000800 06145

bc2003-hr-m52-chab-ssp-135spec 090479e9 000800 06086

bc2003-hr-m52-chab-ssp-201spec 1500000e9 000800 04936

bc2003-hr-m52-chab-ssp-204spec 1575000e9 000800 04935

bc2003-hr-m52-chab-ssp-214spec 1825000e9 000800 04887

bc2003-hr-m52-chab-ssp-218spec 1925000e9 000800 04882

bc2003-hr-m62-chab-ssp-031spec 000166e9 002000 10000

bc2003-hr-m62-chab-ssp-032spec 000174e9 002000 10000

bc2003-hr-m62-chab-ssp-034spec 000191e9 002000 09996

bc2003-hr-m62-chab-ssp-051spec 000417e9 002000 09535

bc2003-hr-m62-chab-ssp-052spec 000437e9 002000 09482

bc2003-hr-m62-chab-ssp-054spec 000479e9 002000 09384

bc2003-hr-m62-chab-ssp-055spec 000501e9 002000 09342

bc2003-hr-m62-chab-ssp-070spec 001000e9 002000 08751

bc2003-hr-m62-chab-ssp-071spec 001047e9 002000 08716

bc2003-hr-m62-chab-ssp-072spec 001096e9 002000 08680

bc2003-hr-m62-chab-ssp-073spec 001148e9 002000 08644

bc2003-hr-m62-chab-ssp-074spec 001202e9 002000 08608

bc2003-hr-m62-chab-ssp-075spec 001259e9 002000 08572

bc2003-hr-m62-chab-ssp-076spec 001318e9 002000 08535

bc2003-hr-m62-chab-ssp-077spec 001380e9 002000 08503

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54 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-078spec 001445e9 002000 08472

bc2003-hr-m62-chab-ssp-079spec 001514e9 002000 08440

bc2003-hr-m62-chab-ssp-081spec 001660e9 002000 08375

bc2003-hr-m62-chab-ssp-082spec 001738e9 002000 08342

bc2003-hr-m62-chab-ssp-084spec 001905e9 002000 08276

bc2003-hr-m62-chab-ssp-087spec 002188e9 002000 08189

bc2003-hr-m62-chab-ssp-088spec 002291e9 002000 08159

bc2003-hr-m62-chab-ssp-112spec 006405e9 002000 07502

bc2003-hr-m62-chab-ssp-113spec 007187e9 002000 07429

bc2003-hr-m62-chab-ssp-114spec 008064e9 002000 07360

bc2003-hr-m62-chab-ssp-115spec 009048e9 002000 07291

bc2003-hr-m62-chab-ssp-116spec 010152e9 002000 07221

bc2003-hr-m62-chab-ssp-117spec 011391e9 002000 07150

bc2003-hr-m62-chab-ssp-118spec 012780e9 002000 07093

bc2003-hr-m62-chab-ssp-119spec 014340e9 002000 07036

bc2003-hr-m62-chab-ssp-120spec 016090e9 002000 06978

bc2003-hr-m62-chab-ssp-121spec 018053e9 002000 06920

bc2003-hr-m62-chab-ssp-122spec 020256e9 002000 06862

bc2003-hr-m62-chab-ssp-123spec 022727e9 002000 06808

bc2003-hr-m62-chab-ssp-124spec 025500e9 002000 06754

bc2003-hr-m62-chab-ssp-125spec 028612e9 002000 06700

bc2003-hr-m62-chab-ssp-126spec 032103e9 002000 06646

bc2003-hr-m62-chab-ssp-127spec 036020e9 002000 06592

bc2003-hr-m62-chab-ssp-128spec 040415e9 002000 06538

bc2003-hr-m62-chab-ssp-129spec 045347e9 002000 06484

bc2003-hr-m62-chab-ssp-130spec 050880e9 002000 06430

bc2003-hr-m62-chab-ssp-131spec 057088e9 002000 06376

bc2003-hr-m62-chab-ssp-132spec 064054e9 002000 06322

bc2003-hr-m62-chab-ssp-133spec 071870e9 002000 06265

bc2003-hr-m62-chab-ssp-134spec 080640e9 002000 06209

bc2003-hr-m62-chab-ssp-135spec 090479e9 002000 06152

bc2003-hr-m62-chab-ssp-201spec 1500000e9 002000 04999

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55 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-204spec 1575000e9 002000 04991

bc2003-hr-m62-chab-ssp-214spec 1825000e9 002000 04946

bc2003-hr-m62-chab-ssp-218spec 1925000e9 002000 04941

bc2003-hr-m72-chab-ssp-031spec 000166e9 005000 09918

bc2003-hr-m72-chab-ssp-032spec 000174e9 005000 09933

bc2003-hr-m72-chab-ssp-034spec 000191e9 005000 09890

bc2003-hr-m72-chab-ssp-051spec 000417e9 005000 09299

bc2003-hr-m72-chab-ssp-052spec 000437e9 005000 09260

bc2003-hr-m72-chab-ssp-054spec 000479e9 005000 09186

bc2003-hr-m72-chab-ssp-055spec 000501e9 005000 09147

bc2003-hr-m72-chab-ssp-070spec 001000e9 005000 08524

bc2003-hr-m72-chab-ssp-071spec 001047e9 005000 08491

bc2003-hr-m72-chab-ssp-072spec 001096e9 005000 08459

bc2003-hr-m72-chab-ssp-073spec 001148e9 005000 08427

bc2003-hr-m72-chab-ssp-074spec 001202e9 005000 08393

bc2003-hr-m72-chab-ssp-075spec 001259e9 005000 08360

bc2003-hr-m72-chab-ssp-076spec 001318e9 005000 08326

bc2003-hr-m72-chab-ssp-077spec 001380e9 005000 08292

bc2003-hr-m72-chab-ssp-078spec 001445e9 005000 08262

bc2003-hr-m72-chab-ssp-079spec 001514e9 005000 08233

bc2003-hr-m72-chab-ssp-081spec 001660e9 005000 08174

bc2003-hr-m72-chab-ssp-082spec 001738e9 005000 08143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-084spec 001905e9 005000 08081

bc2003-hr-m72-chab-ssp-087spec 002188e9 005000 07990

bc2003-hr-m72-chab-ssp-088spec 002291e9 005000 07958

bc2003-hr-m72-chab-ssp-112spec 006405e9 005000 07345

bc2003-hr-m72-chab-ssp-113spec 007187e9 005000 07278

bc2003-hr-m72-chab-ssp-114spec 008064e9 005000 07211

bc2003-hr-m72-chab-ssp-115spec 009048e9 005000 07144

bc2003-hr-m72-chab-ssp-116spec 010152e9 005000 07092

bc2003-hr-m72-chab-ssp-117spec 011391e9 005000 07039

bc2003-hr-m72-chab-ssp-118spec 012780e9 005000 06985

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56 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m72-chab-ssp-119spec 014340e9 005000 06930

bc2003-hr-m72-chab-ssp-120spec 016090e9 005000 06876

bc2003-hr-m72-chab-ssp-121spec 018053e9 005000 06823

bc2003-hr-m72-chab-ssp-122spec 020256e9 005000 06771

bc2003-hr-m72-chab-ssp-123spec 022727e9 005000 06720

bc2003-hr-m72-chab-ssp-124spec 025500e9 005000 06669

bc2003-hr-m72-chab-ssp-125spec 028612e9 005000 06618

bc2003-hr-m72-chab-ssp-126spec 032103e9 005000 06566

bc2003-hr-m72-chab-ssp-127spec 036020e9 005000 06514

bc2003-hr-m72-chab-ssp-128spec 040415e9 005000 06461

bc2003-hr-m72-chab-ssp-129spec 045347e9 005000 06410

bc2003-hr-m72-chab-ssp-130spec 050880e9 005000 06356

bc2003-hr-m72-chab-ssp-131spec 057088e9 005000 06302

bc2003-hr-m72-chab-ssp-132spec 064054e9 005000 06253

bc2003-hr-m72-chab-ssp-133spec 071870e9 005000 06196

bc2003-hr-m72-chab-ssp-134spec 080640e9 005000 06143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-135spec 090479e9 005000 06088

bc2003-hr-m72-chab-ssp-201spec 1500000e9 005000 04972

bc2003-hr-m72-chab-ssp-204spec 1575000e9 005000 04960

bc2003-hr-m72-chab-ssp-214spec 1825000e9 005000 04924

bc2003-hr-m72-chab-ssp-218spec 1925000e9 005000 04908

Cuadro 71 Base N

57 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

3416 3436 [Ne v] 34260

3718 3735 [O II] 37260

3720 3737 [O II] 37288

3796 3802 H10 37979

3833 3841 H90 38354

3862 3871 [Ne III] 38691

3882 3891 H8 HeI 38890

3961 3973 [Ne III] 39678

3961 3974 Hε 39701

4024 4030 He I 40262

4067 4070 [S II] 40686

4095 4107 Hδ 41017

4332 4346 Hγ 43405

4469 4475 He I 44715

4854 4868 Hβ 48613

4947 4968 [O III] 49589

4998 5019 [O III] 50068

5009 5022 He I 50157

5156 5164 [Fe VII] 51584

5193 5202 [N I] 51991

5267 5274 [Fe III] 52704

5868 5883 He I 58756

6296 6303 [O I] 63003

6303 6315 [S III] 63121

6355 6372 [O I] 63638

6538 6591 [N II] 65480

6547 6576 Hα 65628

6575 6591 [N II] 65835

6667 6681 He I 66782

6710 6743 [S II] 67164

6718 6743 [S II] 67308

7061 7072 He I 70652

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58 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

7125 7142 [Ar III] 71358

7315 7329 [O II] 73195

7320 7335 [O II] 73302

6845 6945 BC03 lowastlowast7165 7210 BC03 lowastlowast7550 7725 BC03 lowastlowast5880 5906 NaD 5890 lowast lowast lowast9059 9079 [S III] 90690

lowast Lınea de emision

lowastlowast Region en la problematica Bruzual y Charlot (2003)

lowast lowast lowast Absorcion del medio interestelar en 5896A

Cuadro 72 Mascara General desarrollada por NataliaVale Asari (2005) para Starlight

59 Marıa E Rojas A

  • Acroacutenimos
  • Introduccioacuten
  • Fundamentos de Espectroscopiacutea
    • Fundamentos
    • Espectros Astrofiacutesicos
    • Nuacutecleos Activos de Galaxias
      • Sistema NGC6240
      • Sistema NGC6240
      • Coacutedigo de Siacutentesis Espectral
        • Modelo Fiacutesico - Matemaacutetico
        • Modelo Computacional
        • Bases Espectrales
          • Construccioacuten de una Poblacioacuten Estelar Simple (SSPs)
          • Modelos de Poblaciones Estelares Simples
              • Extraccioacuten y Anaacutelisis de Espectros
                • Reduccioacuten
                • Caracterizacioacuten
                  • Espectroscopiacutea Sinteacutetica
                    • Siacutentesis espectral
                    • Sustraccioacuten espectral
                    • Caracterizacioacuten espectral
                      • Clasificacioacuten de NGC6240
                        • Propiedades fiacutesicas de NGC6240
                          • Conclusiones
                            • Bibliografiacutea
                              • Anexos
Page 20: Espectroscop a estelar sint etica, aplicaciones astrof sicas · con modelos estelares que siguen una l nea de tiempo, producidos por la combinacion de bibliotecas de evolucion estelar,

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

F (υ)υο

Inte

nsid

ad d

e ra

diac

ioacuten

φ(υ)

Perfil de Lorentz

Perfil Gaussiano

Figura 13 Representacion grafica de un perfil de lınea

Ancho total a la mitad de la altura (FWHM por sus siglas en ingles) es el anchomedido a la mitad de la altura entre el continuo y el maximo del perfil de lınea y semiden en en A figura 14

Flujo Instantaneo es la energıa por unidad de tiempo que atraviesa un area dSobtenida al integrar la densidad de flujo espectral en todas las frecuencias posibles

F =

int π2

0

int 2π

0

I cos θ sen θdθdφ = πI (16)

siendo I la intensidad total emitida uniformemente en todas las direcciones Unaunidad de medida son los Janskys (10minus26 W mminus2 Hzminus1)

Luminosidad Se define como la energıa por unidad de tiempo emitida por una fuenteluminosa en todas las direcciones es decir en un angulo solido de 4π esteroradianesEn una radiacion isotropica la luminosidad se expresa como

L = 4πR2F (17)

donde F es la densidad de flujo que pasa a traves de una superficie que rodea lafuente luminosa a una distancia R por segundo su unidad de medida son ergs sminus1El termino 4π R2 corresponde al area superficial de la fuente luminosa obtenida dederivar el volumen de la esfera con respecto al radio

11 FUNDAMENTOS 10 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

FWHM

F2

F

120582[Å] 0

119865120582

W

0

FWHM

Figura 14 Representacion grafica de FWHM (Ancho total a la mitad de la altura porsus siglas en ingles)

Luminosidad Especıfica es la energıa en una frecuencia ν emitida por una fuentepor segundo

Lν = 4πR2Fν (18)

12 Espectros Astrofısicos

El espectro de una estrella o una galaxia contiene un continuo proveniente de la fuente yun espectro de lıneas superpuesta sobre el proveniente de las nubes en la vecindad de lafuente Todas las caracterısticas fısicas de estas nubes se adquieren con la interpretacionde las propiedades de las lıneas En el cuadro 11 se encuentran registradas las lıneas deemision y absorcion mas reportadas en la literatura con sus longitudes de onda especıficasen ellas sobresalen las lıneas de hidrogeno (serie de Balmer) lıneas de helio neutro lıneasde hierro doblete hidrogeno lınea de calcio ionizado (K) y la lınea del calcio neutro entreotras

En la figura 15 se observa el espectro de la galaxia NGC224 catalogada como una ga-laxia normal (Peimbert M amp Torres-Peimbert S 1981 Shuder J M Osterbrock DE1981 y Filippenko A V amp Sargent W L W 1988) en donde es posible encontrarlıneas anchas en las lıneas de Hα y Hβ asociadas a la alta velocidad del gas de la zonacentral

12 ESPECTROS ASTROFISICOS 11 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ [A] Lınea λ [A]

[O II] 3726032 [O III] 4958900

He I 3820000 [O III] 5006840

[NeIII] 3868760 C-C 5165000

K Ca-II 3933000 Fe II 5197570

H Ca-II 3968000 [O I] 6300304

HeI 4026000 [O I] 6363776

[S II] 4068600 [N II] 6548050

Fe II 4178862 Hα 6562819

Hδ 4101740 [N II] 6583460

Hγ 4340471 [S II] 6716440

Hβ 4861300 [S II] 6730810

Cuadro 11 Lıneas de absorcion y emision reportadas en la literatura

13 Nucleos Activos de Galaxias

Las galaxias con un nucleo activo (AGNs por sus siglas en ingles) son aquellas galaxiasque contienen una fuente central muy compacta altamente luminosa y emisoras de uncontinuo de gran cantidad de energıa y la presencia de intensas lıneas de emision El mode-lo que mejor describe las caracterısticas observadas en los AGNs es el Modelo Unificadoen donde se plantea que cada AGN contiene un agujero negro supermasivo en la regıoncentral (M amp 109M) y un disco de acrecion fuente del intenso continuo radiado Masdistante existe una region a la cual se le asocia la emision de lıneas denominada region delıneas anchas (BLR con vFWHM gt 100Kms) y mas distante una region de lınea delgadas(NLR con vFWHM lt 100Kms) rodeando un toro oscurecedor

Existen diferentes tipos de AGNs debido al registro de emision entre los que sobresalen

Galaxias Seyfert Objetos que presentan un nucleo brillante con lıneas de emisionproducidas por atomos en un amplio rango de ionizacion Un analisis espectral per-mitio categorizar estos AGNs en dos tipos Seyfert tipo 1 en donde se observan lıneasde emision anchas y Seyfert tipo 2 en donde se observan lıneas de emision estrechasestas galaxias se identifican segun la orientacion de observacion

Quasars AGNs que debido a sus distancias se observan como objetos muy brillantescon halos difusos estas son galaxias tıpicas en los primeros estadıos del universoaunque se encuentren tambien en el universo local

13 NUCLEOS ACTIVOS DE GALAXIAS 12 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

F λ[1

0-14

cm-2s-

1 Å-1]

0

2

4

6

8

λ[Å]3500 4000 4500 5000 5500

NGC224

Figura 15 Galaxia normal NGC224 fuente NED

LINERs (del ingles Low-Ionization Nuclear Emission-line Region) estas galaxiasson de baja luminosidad y sus espectros se asemejan a una tıpica galaxia Seyfert 2

En la figura 16 se presenta un espectro caracterıstico de un nucleo activo en el se puedeobservar que el continuo no responde a la ley de cuerpo negro y que ademas la intensidadde las lıneas de emision es superior a la intensidad de las lıneas de absorcion

F λ[1

0-17

cm-2s-

1 Å-1]

0

500

1000

1500

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Mkr699

Figura 16 Galaxia con nucleo activo MRK 0699 fuente SDSS

En algunas galaxias con nucleos activos tambien es posible encontrar intensa formacionestelar en la vecindad del AGN o en los brazos de la estructura huesped Esta actividadde formacion incrementa la emision en el infrarojo de manera que tambien se puedenclasificar como

13 NUCLEOS ACTIVOS DE GALAXIAS 13 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

LIRGs Galaxias Luminosas en el Infrarrojo (por su siglas en ingles Luminous In-frared Galaxies) con luminosidades L sim 1011L

ULIRGs Galaxias Ultra Luminosas en el Infrarrojo (por su siglas en ingles UltraLuminous Infrared Galaxies) presentan luminosidades L gt 1012L

Starburst galaxias que presentan una tasa de formacion estelar muy alta en un cortoperiodo de tiempo de la galaxia

13 NUCLEOS ACTIVOS DE GALAXIAS 14 Marıa E Rojas A

CAPITULO 2

Sistema NGC6240

NGC6240 (IC4625 UGC10592 MCG00-43-004 VV617 Psk1650+024) es un par inte-ractuante entre una galaxia elıptica y una galaxia ultraluminosa (IRAS 16504 0228)Fosbury amp Wall (1979) con dos nucleos en la region central Fried amp Schulz H (1983)Se encuentra a una distancia de 98 Mpc con ascension recta en 16h 52m 589s y declina-cion +02 24

prime03

primeprime desplazandose con una velocidad promedio de 7339 km sminus1

La morfologıa del sistema presenta una alteracion debida a la interaccion sin embargoSchulz et al (1993) detecta por primera vez la presencia de dos nucleos en la region cen-tral que segun las imagenes en el rojo de Dopita M A et al (2002) presentan fuertescolas de marea asociadas a la fusion hecho que llevo a catalogarla como un sistema demorfologıa compleja Observaciones en el optico han establecido que la separacion entrelos dos nucleos es de aproximadamente 16

primeprime(08 kpc) (Scoville NZ et al 2000) en

sentido norte-sur siendo el nucleo sur el mas brillante mientras que observaciones enradio calculan una separacion de 14

primeprime (Carral Turner amp Ho 1990) con una velocidad

de dispersion entre ellos de 229 km s minus1 (Tecza et al 2000 Genzel et al 2001)

El sistema NGC6240 posee una metalicidad aproximada de una decima solar (Oliva ampOriglia 1998) y es una fuente infrarroja ultraluminosa en donde el 99 de la lumino-sidad es bolometrica en el infrarrojo (Wright et al 1984 Soifer et al 1984) con unaluminosidad aproximada de 3 5times 1011 L (Yun amp Carilli 2002) de donde se estima queen un 50 a 75 es proveniente de un starburst (Genzel et al 1998 Rigopoulou etal 1999 Laurent et al 2000 Lutz et al 2003) mientras que el restante 25 o 50 proviene de la luminosidad del nucleo activo (Komossa et al 2003 Iwasawa amp Comastri1998 Vignati et al 1999 Iwasawa 1999 Matt 1999) derivado de los analisis en rayos Xen la lınea de emision de FeK a 64 keV para ambos nucleos y en la emision del continuo

15

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

a 100 keV

Un analisis del espectro en el optico muestra una fuerte emision en la lınea de [O III]y una debil emision en la lınea [O II] en el nucleo sur que se contrasta con una debilemision en la lınea [O III] y una fuerte emision en la lınea de [O II] del nucleo norteBarbieri C et al (1993) El espectro de NGC 6240 se destaca ademas por la relacionentre la lıneas de emision del hidrogeno molecular y la emision de [Fe II] en 164 micras(Becklin et al 1984 Rieke et al 1985 DePoy et al 1986) siendo la emision de Hα masfuerte al noroeste de la galaxia en contraste con la emision en el rojo al norte y al oestedel sistema El continuo puede ser descrito por modelos de absorcion con una instensidadaproximada de 650 mJy (Van Driel Wet al (2000)) debida a la emision nuclear directa(Vignati et al 1999 Netzer et al 1998)

Los estudios en el optico muestran que la emision de Hα se puede ver afectadas por laabsorcion asociada a la formacion estelar este hecho se refleja en la clasificacion paraeste sistema dentro de la taxonomıa de las galaxias activas ya que que su espectro sepuede clasificar como el de una galaxia con una region nuclear emisora de baja ionizacion(LINER) o Seyfert 2 (Kewley et al 2001 Goldader et al 1997a 1997b Kim et al 1995Veilleux et al 1995)

Existen varios estudios espectroscopicos del infrarrojo (IR) en la literatura (Doyon et al1994 Lester et al 1994) que muestran diferencias en la naturaleza de la poblacion estelarse considera que la poblacion estelar joven es la dominante del sistema Oliva et al (1999)

Otros estudios reportan poca actividad de H2O (Braatz et al 1997) sin embargo se con-firma la presencia de un perfil de absorcion en OH Baan et al (1985 1992) en dondealrededor de la mitad del flujo se concentra en una gruesa estructura de disco ubicadaentre el IR y el radio con una velocidad de 800 km sminus1 y un ancho total de lınea de 1400km sminus1 que revelan la complejidad de la dinamica de gases en este sistema debida a lagran perdida de masa que se aproxima a 500 M anominus1

Las recientes observaciones de NGC6240 realizado por el Satelite Chandra permitieroninvestigar el difuso halo galactico gracias a la emision de rayos X blandos en una regionde 110 times 80 kpc donde el gas tiene una temperatura aproximada de 75 millones deKelvin con una densidad estimada de 25 times 10minus3cmminus3 una masa total de 1010M unaluminosidad de 4 times 1041erg sminus1 y una metalicidad menor a 0 1Z Un analisis espectralespacialmente resuelto revela variaciones en la emision en Hα lo que implica un enri-quecimiento uniforme por parte de las supernovas de tipo II La evidencia observacionalapunta al aumento de la formacion de estrellas dentro de una gran abundancia de gasEmanuele Nardiniet al (2013)

16 Marıa E Rojas A

CAPITULO 3

Codigo de Sıntesis Espectral

Los astronomos han desarrollado algunos metodos para obtener informacion sobre la com-posicion de las estrellas y galaxias Uno de ellos es el analisis e interpretacion de los estadoselectronicos de los iones atomos y moleculas de las atmosferas de las estrellas y medio in-terestelar pertenecientes a una galaxia los cuales son reproducidos matematicamente a finde obtener espectros integrados que reconstruyen el espectro sintetico de la galaxia Hoyse tienen dos escuelas que describen la llamada sıntesis de poblacion estelar Evolutiva ySemi-empirıca En la primera escuela la sıntesis se obtiene al reproducir un biblioteca deespectros a partir de condiciones fısicas hipoteticas como historia de formacion estelarevolucion quımica y funcion de masa inicial sin embargo hay incertidumbre sobre las con-diciones fısicas reales de cada biblioteca En la segunda escuela la sıntesis es el resultadode una combinacion lineal de espectros de estrellas yo aglomerados con incertidumbre enla capacidad de las bases estelares para reproducir las condiciones diversas de las galaxiasGomes (2005)

El Dr Roberto Cid Fernandes desarrollo en 2005 un codigo de sıntesis mediante el al-goritmo Metropolis-Markov llamado Starlight Spectral Synthesis Code -Starlight el cualcombina linealmente elementos de bases estelares construidas a partir de observaciones yelementos de bases de poblaciones estelares simples teoricas con edad metalicidad y masadesarrolladas por Bruzual amp Charlot (2003) En este capıtulo se presenta la configuracionde las propiedades fısicas matematicas y computacionales del codigo Starlight

17

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

31 Modelo Fısico - Matematico

En la sıntesis espectral el espectro de una galaxia se compone de una combinacion linealde espectros de poblaciones estelares dentro de un espacio finito ξN con N componentesy elementos Lj(λ) (j = 1 N) Cada Lj es un espectro que depende de la poblacionestelar en un intervalo de longitud de onda λ La ecuacion principal del modelo de sıntesisespectral es

M(λ) =Nsumj=1

xjLj(λ) (31)

donde xj es el coeficiente de expansion y M(λ) es el espectro modelado de salida Laecuacion 31 puede expresarse como

M(λ)

M(λ0)=

Nsumj=1

xj

(Lj(λ)

Lj(λ0)

) (32)

donde se introduce la condicion de normalizacionsumN

j=1 xj = 1 que se cumplira en lalongitud de onda λ0 Ademas es posible interpretar que

M(λ) es el espectro modelo de prueba que a diferencia del espectro observado O(λ)puede consistir de unicamente lıneas de absorcion y un continuo

λ0 es la longitud de onda normalizada M(λ0) y Lj(λ0) son los valores del modelo

y espectro de la poblacion estelar j en λ0 Para este caso se considera λ0 = 4020 A

xj es el flujo monocromatico de la componente j en λ0 en el espacio ξN con extincionAV Al conjunto minusrarrx equiv (x1 xN) se llama el vector de poblacion e indica en lapractica la fraccion de luz debido a cada elemento N Por lo general esto no sumael 100 de la contribucion de luz

Lj(λ) es la poblacion estelar j del espacio ξN que comprende un elemento de labase Cada uno corresponde a una caracterıstica astrofısica bien definida (edad (tj)

metalicidad (Zj)) asociada a Lj medida en unidades L Aminus1 M

Para hacer un analisis funcional con el objeto de encontrar las relaciones del coeficiente xjes necesario una interpretacion matematica de los dos primeros items y una interpretacionfısica de los dos ultimos ası

1 Producto Interno como las funciones del espacio ξN son analıticas es necesariogarantizar que estas cumplan una relacion de ortogonalidad y ortornormalidad enun intervalo [a b] con respecto a una funcion de peso ε(λ) es decir

(Lm(λ) Ln(λ)) =

int b

a

Lm(λ)times Ln(λ)times ε(λ)dλ = Cmnδmn

31 MODELO FISICO - MATEMATICO 18 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

donde δmn es el delta de Kronecker y Cmn es una constante entonces si δmn es 1para todos los m y n se dice que el conjunto es ortonormal Por tanto

Nsumj

xj = 1 (33)

2 Extincion no se tiene en cuenta en el modelo Se sabe que la luz al atravesarun medio interestelar de gas o polvo presenta fenomenos de absorcion o dispersioncausando el llamado enrojecimiento del espectro el cual debe ser previamente co-rregido

3 Dispersion de velocidad es un proceso fısico debido a la dinamica estelar y estarelacionado con el corrimiento Doppler Ası el efecto neto sera el ensanchamiento delas lıneas de absorcion en el espectro observado (Oλ) efecto que debe ser corregidopreviamente

Incorporando las anteriores consideraciones la ecuacion 32 para un modelo fısico resulta

M(λ)

M(λ0)=

Nsumj=1

xj

(Lj(λ)

Lj(λ0)

)r(λ)otimesG(v σ) (34)

donde

r(λ) equiv 10minus04(AλminusAλ0) es el termino de extincion Aλ es la extincion del polvo en la

longitud de onda λ y Aλ0 es el enrojecimiento en la longitud de onda normalizadaλ0 En este trabajo se asume que la curva de extincion es similar a la de nuestragalaxia por eso se utilizara la ley de extincion de Cardelli et al (1989) Ademas seasume que todas las componentes estelares es decir cada elemento de la base sufreel mismo enrojecimiento AV

G(v σ) es una distribucion gaussiana de velocidades centrada en v con amplitudde dispersion σ Los espectros de base (L1(λ) LN) son convoluıdos1 (sımbolootimes) con G(v σ) para tener el ancho de las lıneas de absorcion y emision de M(λ)debidos a la cinematica estelar

1La convolucion transforma un espectro F (λ) a un espectro I(λ) dado por

I(λ) =

int +infin

minusinfinF

(λprime =

λ

1 + vc

)G(v v σ)dv (35)

31 MODELO FISICO - MATEMATICO 19 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

32 Modelo Computacional

La herramienta computacional que permitio realizar los calculos con la ecuacion 34 seencuentra disponible en wwwstarlightufscbr El codigo realiza una descomposicion deun espectro observado O(λ) sobre una base de espectros de poblaciones estelares simplescomo una combinacion lineal encontrando el mejor ajuste de M(λ) con relacion a O(λ)El ajuste a O(λ) se realiza a traves de la tecnica derivada de la mecanica estadısticaconocida como Simulated Annealing utilizada para encontrar los parametros mınimosmediante el algoritmo Metropolis - cadenas de Markov

χ2 equiv χ2 (minusrarrx M(λ0) Av v σ)) =

λfsumλi

(O(λ)minusM(λ))2 ω(λ)2 (36)

donde ω(λ)2 = eminus1λ es la funcion de peso expresada como la mascaraerror en cada λ

siendo cero para las longitudes de onda con flujos falsos o lıneas enmascardas λi es la lon-gitud de onda inicial y λf la longitud final de la suma en la funcion de χ2 Cid Fernandeset al (2004)

El ajuste se realiza en cuatro etapas

1 Primeros ajustes (First Fits FF) Hace un amplio barrido del espacio de parametros

Programa de enfriamiento el algoritmo pasa a traves de la base N disminu-yendo la temperatura iniciando desde la mas caliente hasta un valor mınimode temperatura definido en el archivo de configuracion siguiendo la funcionde probabilidad de Boltzmann y utilizando el criterio Metropolis planteado enCid Fernandes et al (2004b)

Adaptacion de la funcion peso Ajusta el peso de forma dinamica segun laeficiencia de las temperaturas aceptadas Cid Fernandes et al (2004b)

Criterios de convergencia centralizado en el valor adimensional el cual dacuenta de la convergencia de las cadenas asociado a cada elemento de la baseGelman y Rubin et al (1992)

Parametros cinematicos se define un valor para v y σ que se mantiene cons-tante en todo el algoritmo Metropolis Cid Fernandes et al (2004b)

2 Correcciones (Clip amp Refit) permite comprobar el peso asignado a cada punto res-pecto al espectro de entrada estableciendo el NSIGMA de ajuste

3 Apropiacion (Burn-In) es considerada la ultima etapa de Starlight ya que tomatodas las cadenas de Markov construidas en el paso anterior que tengan mayorpeso para encontrar ası el mejor ajuste de un espectro de entrada respecto a cadacadena

32 MODELO COMPUTACIONAL 20 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

4 Ultimos ajustes (EX0) desecha los componentes irrelevantes de la base N y afina elajuste generando el archivo de salida

33 Bases Espectrales

Una base espectral utiliza poblaciones estelares simples (SSPs) representadas mediantecumulos de estrellas que nacen a partir de una misma nube de gas con composicion quı-mica homogenea a traves de una formacion estelar intensa y caracterizada por tener unaedad y metalicidad bien definida

Definir las componentes N de la base es de vital importancia para que los resultadostengan alguna conexion con la realidad por ejemplo si se desea identificar la edad delas componentes estelares de una galaxia es necesario que la base precise dentro de susparametros la edad o metalicidad de cada N

331 Construccion de una Poblacion Estelar Simple (SSPs)

El metodo para generar la base de poblaciones estelares contiene tres componentes prin-cipales

1 Observaciones reunidas en bibliotecas estelares de espectros Estas varıan segun latemperatura y la luminosidad de las estrellas de acuerdo con las regiones que sepueden establecer en el diagrama Hertzsprung-Russell (HR)

2 Modelos teoricos de trayectorias evolutivas Estas predicen como serıa la evolucionde las estrellas en un diagrama HR que aportan a la formalizacion de una poblacionestelar

3 Funcion de masa inicial (FMI) φ(m) Pondera el numero de estrellas de masa entrem y m + dm independiente del tiempo y normalizada como

intmφ(m)dm = 1

El espectro de una estrella de masa m que depende de la longitud de onda λ la metali-cidad Z y la edad tprime definido por I(λm t

prime Z) en luminosidades solares [L] y con untiempo de vida τ(m) se define como

I(λm tprime Z) =

f(λm t

prime Z) si tprime le τ(m)

0 si tprime gt τ(m)(37)

donde f es una funcion de λm tprime y Z

Ahora se define

Ψ(tprime) tasa de formacion estelar

33 BASES ESPECTRALES 21 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Z(tprime) ley de enriquecimiento quımico

si se tiene una nube de gas con formacion estelar donde despues de un tiempo de vidat se tienen varias estrellas de distintas masas con edad tprime se debe satisfacer la relaciontprime le t ya que las estrellas no pueden ser mayores que el sistema Sin embargo las estre-llas con edades tprime nacieron en un tiempo t minus tprime donde la tasa de formacion estelar y elenriquecimiento quımico son diferentes de las actuales

El numero de estrellas con edad entre tprime y tprime+dtprime y masas entre m y m+dm en un tiempot esta dada por

dN(t) = Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdtprime (38)

Si la metalicidad esta dada por Z(tminus tprime) la suma de los espectros de las estrellas de edadentre tprime y tprime + dtprime y de masas entre m y m+ dm en el tiempo t es

I total(λm tprime Z(tminus tprime)) = I(λm t

prime Z(tminus tprime))times dN(t)

I total(λm tprime Z(tminus tprime)) = I(λm t

prime Z(tminus tprime))Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdtprime (39)

El espectro total en el tiempo t teniendo en cuenta todas las estrellas con masas entre ellımite inferior de las masas estelares (Mupp) y el lımite superior de masas estelares (Mlow)es

I(λ t) =

int t

0

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(tminus tprime))Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdt

prime (310)

Esta es la ecuacion general para crear un espectro l(λ t) de poblaciones estelares sujetoa una tasa de formacion estelar y a un enriquecimiento quımico determinado Por tantopara formar una poblacion estelar simple con una metalicidad Z y una edad t bien definidasolamente es necesario establecer Ψ(tminus tprime) como

Ψ(tminus tprime) = C times δ(tminus tprime) (311)

donde C es una constante de dimensiones [C] equiv [M] y δ(t minus tprime) equiv [anominus1] Luego laecuacion 310 se reemplaza por

I(λ t) =

int t

0

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(tminus tprime))Cδ(tminus tprime)φ(m)dmdt

prime (312)

Por tanto el espectro con una metalicidad definida en un tiempo tprime = 0 es

I(λ t) = C

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(0))φ(m)dm (313)

Con una poblacion estelar simple es posible generar los elementos de la base a partir dela ecuacion 313 como

33 BASES ESPECTRALES 22 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

L(λ t Z(0)) =I(λ t)

C

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(0))φ(m)dm (314)

L(λ t Z(0)) puede ser llamado Lj(λ) cuando t = tj y Z(0) = Zj con unidades [Lminus1Mminus1

]Por lo tanto el termino Lj(λ) se puede expresar como

Lj(λ) asympsumi

I(mi tj Z(j))φ(mi)∆mi donde τ(mi) le tj (315)

indicando que para calcular Lj(λ) se suman los espectros individuales de estrellas de unabiblioteca estelar dada a lo largo de una edad tj y metalicidad Zj por una funcion de masainicial

332 Modelos de Poblaciones Estelares Simples

Los espectros de las estrellas Lj(λ) se agrupan en diferentes modelos de poblaciones es-telares simples (SSPs) difiriendo en el conjunto de bibliotecas estelares y requerimientosevolutivos pero todos utilizan la funcion de masa de Chabrier (2003)

Υ(logm) prop

exp[minus

(logm minus logmc)2

2σ2

] si m le 1M

mminus13 si m gt 1M

(316)

con mc = 0008 y σ = 0069 Esta funcion de masa indica la cantidad de estrellas en unintervalo logarıtmico de masa 2

Los modelos utilizados son

STELIB (Stellar Library) contiene 249 estrellas observadas entre 3200A - 9500A yresolucion espectral de 3A (Le Borgne et al 2003)

2 podemos reemplazar φ(m) con la condicion de normalizacionint Mupp

Mlow

mΥ(logm)d logm = 1 (317)

con d logm

dm= 1

m ln 10 = d logm

dm= log e

m tenemos

log e

int Mupp

Mlow

Υ(logm)dm =

int Mupp

Mlow

mφ(m)dm = 1 (318)

por tanto

φ(m) = log eΥ(logm)

m (319)

33 BASES ESPECTRALES 23 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Nombre Metalicidad [Z] Fuente

Padova 1994 0001ndash 010 Alongi et al (1993)

Bressan et al (1993)

Fagotto et al (1994a)

Fagotto et al (1994b)

Girardi et al (1996)

Padova 2000 00004 ndash003 Girardi et al (2000)

Geneva 002 Schaller et al (1992)

Charbonnel et al (1996)

Charbonnel et al (1999)

Cuadro 31 Trayectorias Evolutivas usadas en BC03 Fuente BC03

MILES (A Medium Resolution INT Library of Empirical Spectra) Contiene 985estrellas observadas entre 3200A - 7500A y resolucion media de 23A (Sanchez-Blazquez et al 2006)

Granada contiene 1654 espectros estelares compuestos con modelos de atmosferaestelar entre 3000A - 7000A y resolucion espectral de 03A (Martins et al 2005)

Bruzual amp Charlot (2003 BC03) Contiene 26 modelos de base con SSPs calculadosutilizando trayectoria evolutiva de Padova 1994 (Alongi et al 1993 Bressan et al1993 Fagotto et al 1994 Girardi et al 1996) cada base contiene 221 espectros dealta resolucion con edades desde t = 0 a t = 20 Giga anos en un rango de 3200A -9500A en unidades de LAminus1 Mminus1

13 de estas SSPS utilizan la FMI de Chabrier(2003) con Mlow = 01 M y Mupp = 100 M normalizados a una masa total de1M en las estrellas a la edad t = 0 las otras 13 SSPs son analogos Salpeter

Para este trabajo se adapto la base de poblaciones estelares simples de la biblioteca deBruzual e Charlot (2003 BC03) que se basa en trayectorias evolutivas y en bibliotecasde espectros estelares descritas en la tabla 31 32 y 33 La mayorıa de los resultadospublicados de Starlight usan este modelo por su amplia gama en edades y metalicidades

Para reproducir la formacion estelar de NGC6240 se utiliza una base que contiene 200SSPs con edades entre 2 times 106 y 13times1010 anos con resolucion de 3A en un rango de3200A a 9500A para las metalicidades de 02Z (m42) 04Z (m52) 1Z (m62) y 25Z(m72) con rutas evolutivas de Padova 1994 libreria STELIB 2003 y funcion masa inicialde Chabrier (2003) mostrados en el cuadro anexo 71 y visualizados en la figura 31 Ca-da una de las figuras representa una metalicidad de la base con sus respectivos 50 SSPscorrespondientes a diferentes edades En ellas es posible observar que los espectros se

33 BASES ESPECTRALES 24 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Nombre Tipo Intervalo de Resolucion Intervalo de Fuente

longitud de onda metalididad

BaSeL teorica 91 A a 160 micro m 300 105Z a 10Z Kurucz (1995 pc)

Bessel et al (1989)

Bessel et al (1991)

Fluks et al (1994)

Allard amp Hauschidt (1995)

Rauch (2002)

STELIB observacional 3200A a 9500A 2000 - 20 lt[FeH] lt050 Le Borgne et al (2003)

Pickles observacional 1205A a 25 micro m 500 Z Pickles (1998)

Fanelli et al (1992)

Cuadro 32 Bibliotecas de espectros estelares de BC03 Fuente BC03

Nombre Calibracion Fuente

BaSeL 10 teorica Lejeune et al (1997)

Lejeune et al (1998)

BaSeL 22 semi-empırica Lejeune et al (1997)

Lejeune et al (1998)

BaSeL 31 semi-empırica Westera (2000)

Padova 2000 00004 a 003 Westera et al (2002)

Cuadro 33 Diferentes calibraciones basadas BaSeL Fuente BC03

33 BASES ESPECTRALES 25 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

distribuyen desde la poblacion estelar de mayor temperatura en la parte superior hastalas mas frıas en la parte inferior cada espectro se encuentra calibrado por flujo y sonnormalizados a la unidad de masa solar (M)

Otra caracterıstica de la base BC03 es que no reproduce las lıneas de emision observadaspor lo tanto solo es posible reproducir las lıneas de absorcion debidas a la formacionestelar Es entonces donde el codigo requiere enmascarar o definir rangos de longitud deonda que correspondan a las lıneas de emision con el fin de aumentar la sensibilidaddel ajuste y encontrar ası la componente de absorcion que puede estar siendo opacadapor las lıneas de emision del mismo intervalo Para este trabajo se utiliza la mascarageneral dispuesta dentro del codigo adaptada en la tesis doctoral Natalia Vale Asari(2005) donde se enmascaran la lıneas de emision mas fuertes La mascara esta basada enlos trabajos de Gonzalez-Delgado et al (1995) Pastoriza et al(1993) Benjamin et al(1999) y Zhang et al (2005) y en regiones problematicas de la base de Bruzual y Charlot(2003) asociadas a efectos turbulentos entre 6845A - 6945A y entre 7550A - 7725A y laregion entre 7165A -7210A debida a errores sistematicos La mascara general detallada sepuede ver en la tabla anexa 72

33 BASES ESPECTRALES 26 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

02 Z∘

Log(L λ)[L ∘Å-

1 M∘-

1 ]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

04 Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

file=357911131415171921232527293133353639414345474951535557596163

(a) (b)Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

file=357911131517192123252729313335373941434547495153555759

25Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

y136y135y132y131y130y129y128y127y125y122y121y120y119y118y117y116y115y114y109y106y98y95y94y93y92y90y88y89y97y86y85y84y83y81y59y58y57y56y55y54x51y51y49x48y48y47y46y40y39

(c) (d)

Figura 31 Espectros de SSPs del modelo BC03 Bruzual amp Charlot 2003 para diferentesmetalicidades (a) 02Z (m42) (b) 04Z (m52) (c) 1Z(m62) (d) 25Z(m72) cadametalicidad contiene 50 SSPs con edades entre 2times 106 y 13times 1010 anos Resolucion de3A

33 BASES ESPECTRALES 27 Marıa E Rojas A

CAPITULO 4

Extraccion y Analisis de Espectros

El espectro original se obtuvo con el espectrografo ISIS del telescopio William Herschel de4 2m (WHT) instalado en la Palma (Canarias) utilizando las configuraciones R300B -CCD EEV 12 y R316R - CCD MARCONI2 para los brazos azul y rojo respectivamenteentre 3000A- 5000A y 5000A - 7800A con una escala de 149 segundos de arcomm alo largo de la hendidura El espectro fue cedido por la doctora Rosa Gomez Delgadodel Instituto de Astrofısica de Andalucia Los detalles de la observacion se encuentranregistrados en la tabla 41

Fecha Brazo CCD+gratting Slit PA Slit width (arcsec) texp[sec]

20050910 Red MARCONI2+R316R 88593063 1237020 900

20050909 Blue EEV12+R300B 88620857 1237020 900

Cuadro 41 Resumen de las observaciones espectroscopicas de NGC6240

41 Reduccion

En un espectro obtenido con una apertura donde no es posible identificar cual es lazona espacialmente localizada se hace necesario encontrar la orientacion espacial a fin deajustar la imagen espectral respecto a una imagen fotografica de orientacion conocida Estareorientacion fue realizada por Rosa Gomez Delgado y Mario A Higuera G con rutinas deIRAF (Image Reducction and Astronomical Facilities ver httpwwwirafcom) tomandocomo imagen fotografica de referencia la dispuesta en la base del Telescopio EspacialHubble (HST) ver httphubblesiteorggallery

28

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Figura 41 Reduccion espectral para el filtro Rojo separacion espacial fuente Mario AHiguera G

Un vez reorientado el espectro original se realizo una separacion de la cantidad de luzque paso a traves de la apertura del instrumento para los filtros rojo y azul a lo largodel rango espacial definido En la apertura espacial aparecen todas las fuentes de emisionpresentes en el momento del registro Al visualizarlas con la rutina apall de IRAF figura41 se separan las regiones de estudio

El analisis permito identificar y reducir seis zonas en total para cada filtro que al sersuperpuestas con la imagen fotografica espacial de NGC6240 se distiguieron ası zona Inucleo del sur zona II proximidad hacia el sur de la zona I zona III proximidad hacia elnorte del registro fotografico zona IV nucleo del norte zona V seccion intermedia entrelos dos nucleos y finalmente la zona VI estrella de calibracion

De todas las zonas se obtuvo un espectro para cada filtro estos fueron normalizados ypromediados con el fin de dar unicidad y ası permitir visualizar un espectro del visible enun rango entre 3200A y 7200A para todas las zonas Los espectros obtenidos se corrigieronpor Doppler (z = 0024480 NED ver httpnedipaccaltechedu) y exceso de colorasociado al polvo segun Cardelli et al (1989) en donde

E(BminusV ) = minus232 log

(Rint

Robs

)siendo Rint = 31 y Robs =HαHβ la relacion de flujos previamnete calibados de las lıneasHα y Hβ medidos por tecnica de separacion en LINER1

1LINER herramienta computacional del reporte interno de Richard W Pogge la cual utiliza una

41 REDUCCION 29 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Figura 42 Imagen fotografica del HST de NGC6240

Los espectros al final de la reduccion que se utilizaron para este trabajo se presentan enla figura 43

Al realizar el analisis de cada una de las zonas reducidas se encuentra que las zonas Iy IV presentan espectros asociados a nucleos activos las zonas II y III corresponden alas regiones adyacentes de estos nucleos que debido a su baja razon senal-ruido no serananalizadas en este trabajo la zona V corresponde a la zona intermedia debida a la fuertecomponente estelar presente en el espectro y finalmente la zona VI presenta un espectrocaracterıstico de una estrella identificada en la imagen fotografica que se utiliza comopatron de referencia figura 42

tecnica que define un continuo arbitrario sobre el cual es posible marcar el centro esperado de una lıneasobre un espectro esto permite adquirir los valores de λ centro de lınea FWHM ancho equivalente yflujo de las lıneas tanto de emision como de absorcion

41 REDUCCION 30 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

0

2eminus13

4eminus13

6eminus13

8eminus13

λ[Å]4000 5000 6000

Zona I

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

0

2eminus16

4eminus16

6eminus16

8eminus16

1eminus15

12eminus15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona II

(a) (b)

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

minus2eminus16

minus1eminus16

0

1eminus16

2eminus16

3eminus16

4eminus16

λ[Å]3000 4000 5000 6000 7000

Zona III

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

0

5eminus14

1eminus13

15eminus13

2eminus13

25eminus13

3eminus13

35eminus13

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona IV

(c) (d)

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

minus1eminus16

0

1eminus16

2eminus16

3eminus16

4eminus16

5eminus16

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona V

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

2eminus17

4eminus17

6eminus17

8eminus17

1eminus16

12eminus16

λ[Å]4000 5000 6000 7000

ZonaVI

(e) (f)

Figura 43 Espectros reducidos del visible para NGC6240 (a) Zona I (b) Zona II (c)Zona III (d) Zona IV (e) Zona V (f) Zona VI

41 REDUCCION 31 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

42 Caracterizacion

Los espectros de las zonas I y IV son caracterizados por los valores de λ centro de lıneaFWHM ancho equivalente y flujo de las lıneas de absorcion y emision los cuales se puedenobservar en las tablas 42 y 43 para cada zona respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259856 141934 121105 932365

He I lowast 3820000 38243220 240649 -368885 -331320

[Ne III] 3868760 38665283 196365 960760 849525

K-Ca II lowast 3933000 39298906 825863 -438132 -378235

H-Ca II lowast 3968000 39671277 970000 -270968 -230588

He I 4026000 40302915 870264 207639 172326

[S II] 4068600 40671338 613711 167254 136787

Fe II 4178862 41774009 188631 0157450 0123046

Hδ 4101740 41114917 365668 0608985 0489181

Hγ 4340471 43366045 920191 176589 128710

Hβ 4861300 48590737 156186 132648 538800

[O III] 4958900 49586538 303193 112192 394091

[ OIII] 5006840 50054878 217619 263052 856364

C-C lowast 5165000 51681416 204788 -181874 -0543207

Fe II 5197570 51986562 182212 770700 227194

Na-I(D) lowast 5892000 58881143 119381 -971280 -202980

[O I] 6300304 62998452 208984 297493 540325

[O I] 6363776 63638130 213094 886981 157329

[N II] 6548050 65467163 236476 372079 629095

Hα 6562819 65614551 236476 988640 172153

[N II] 6583460 65830864 236476 950283 194036

[S II] 6716440 67180718 184565 402939 743104

[S II] 6730810 67330210 184565 288223 514382lowast Lınea de absorcion

Cuadro 42 Lıneas identificadas en la Zona I de NGC6240

En la caracterizacion de las dos zonas sobresale una significativa emision de Hβ [OIII]5007A Hα y [NII] 6585A asociadas a la formacion estelar o actividad del nucleo galacticoTambien es posible observar la presencia de lıneas de emision de HeI [OI] en conjuntocon la serie de Balmer Ası mismo fue posible medir la lınea de emision [OII] en 3727Ajunto con las lıneas de H-Ca K-Ca

42 CARACTERIZACION 32 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3728815 37295811 139871 980735 752002

[Ne III] 3868760 38702319 202032 129640 988668

K-Ca II lowast 3933000 39331504 649803 -303453 -241752

H-Ca II lowast 3968000 39680195 689754 -287500 -234462

G-banda lowast 4301000 43048105 301566 -703450 -553622

Hγ 4340471 43404194 808685 104001 0771791

Hβ 4861300 48625376 157743 105704 477370

[O III] 4958900 49602510 204316 867190 374412

[O III] 5006840 50088350 156499 203541 858706

C-C lowast 5165000 51694761 221025 -478236 -186147

[O I] 6300304 62999092 223367 346819 593403

[O I] 6363776 63637612 260837 125170 209970

[N II] 6548050 65507192 180655 374786 791877

Hα 6562819 65663501 180655 788344 165570

[N II] 6583460 65867407 180655 101594 211693

[S II] 6716440 67188540 132432 320833 634206

[S II] 6730810 67328965 185795 414013 81368lowast Lınea de absorcion

Cuadro 43 Lıneas identificadas en la Zona IV de NGC6240

42 CARACTERIZACION 33 Marıa E Rojas A

CAPITULO 5

Espectroscopıa Sintetica

Ajustada la sintesis de poblacion estelar inherente al codigo Starlight se estudio la galaxiaNGC6240 y se obtuvieron propiedades fısicas tales como la composicion estelar a lo largode la historia de la formacion estelar de la galaxia bajo la biblioteca de Bruzual y Char-lot (2003) parametros cineticos como extincion por polvo AV y el vector de poblacionestelar en terminos de una fraccion de luz(xj) obtenidos con la interprestacion del porcen-taje de formacion estelar sintetica y las caracterısticas de las lıneas de absorcion obtenidas

51 Sıntesis espectral

Con el fin de encontrar la sintesis de la poblacion estelar de los dos nucleos del sistema encolision NGC6240 se ejecuto el codigo Starlight para las zonas en las que era posible vi-sualizar la regiones centrales de cada nucleo zonas I y IV Con estos espectros de entradase ejecutaron las combinaciones lineales de la base de Bruzual y Charlot (2003) para lasmetalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z individualmente con esto se identificaron laspoblaciones estelares que contribuıan en la reproduccion sintetica de cada zona Con baseen estos resultados parciales finalmente se construyo la base que mejor representa cadazona respectivamente Esta contiene 200 poblaciones estelares con edades entre 2 times 106

y 13times1010 anos resolucion de 3A en un rango de 3200A a 9500A con metalicidades de02Z 04Z 1Z y 25Z rutas evolutivas de Padova 1994 libreria STELIB y funcionmasa inicial de Chabrier (2003)

La busqueda del mejor ajuste entre el espectro de entrada y el espectro de salida se centroen disminuir al maximo el valor de la relacion [chi2Nleff ] la cual relaciona el valor delχ2 de cada valor de λ Otro valor que se tuvo en cuenta fue la desviacion media porcentual

34

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

de todos los pıxeles con relacion al espectro de entrada [adev( )] los mejores valores seregistraron en la tabla 51

Parametro Zona I Zona IV

[chi2Nleff ] 137545 113193

[adev( )] 638644 446156

Cuadro 51 Calidad del ajuste de Starlight

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

Figura 51 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral I de NGC6240 (trazo negro)

Los espectros de la formacion estelar logrados con este ajuste se muestran en las figuras51 y 52 en donde el trazo rojo representa la formacıon estelar asociada al espectro deentrada representado con el trazo negro de las zonas I y IV respectivamente

En estas figuras se puede observar una componente de absorcion sintetica por cada lıneade emision observada del espectro de entrada como es el caso de las lıneas en la longitudde onda de 3740A 3796A 3837A 3887A 3933A 3969A 4098A 4338A 4100A 4339A4860A 6548A las cuales corresponde a transiciones electronicas conocidas y definidas enel cuadro 11

51 SINTESIS ESPECTRAL 35 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

ObservadoSinteacutetico

Figura 52 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral IV de NGC6240 (trazo negro)

51 SINTESIS ESPECTRAL 36 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

52 Sustraccion espectral

Un vez definida la formacion estelar de cada una de la zonas espectrales se realizo unasustraccion de la formacion estelar asociada a cada zona con el fin de descontaminar elespectro de emision del nucleo activo filtrando ası un espectro de mejores caracterısticasel cual es posible observar en el trazo azul de las figuras 53 y 54

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 53 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral I de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral I de NGC6240 (negro)obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z(b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 37 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 54 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral VI de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral IV de NGC6240(negro) obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Zy 25Z (b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 38 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

53 Caracterizacion espectral

Cada uno de los espectros se caracterizo con la identificacion de todas las lıneas de emisionpresentes en ellas una vez realizada la sustraccion mediante un ajuste de tipo gaussianodefinido en un continuo aleatorio en el software LINER siendo posible obtener el centrode lınea el ancho total a la mitad de la altura (FWHM) y el flujo total visualizados enlas tablas 53 y 53 para las zonas I y IV respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259714 145056 273839 953139

H11 3770630 37686479 440904 425545 149716

H10 3797898 37960681 401993 326624 112110

H9 3835384 38334482 367421 376538 124836

[Ne III] 3868760 38685388 179806 168928 541474

K Ca-II lowast 3933000 39294148 131932 -206818 -623528

H Ca-II 3968000 39691155 446669 468596 135456

He I 4026000 40263750 264590 900988 244257

[S II] 4068600 40721025 240745 173767 446216

Hδ 4101740 40978579 169919 276703 688289

Hγ 4340471 43382275 130266 353231 612874

Hβ 4861300 48594336 151258 -677140 792772

[O III] 4958900 49571484 182238 -129678 227669

[O III] 5006840 50056445 189935 -360470 737521

Fe II 5197570 51990830 217043 -909013 291244

[O I] 6300304 62998164 236848 -365105 644235

[O I] 6363776 63634268 280102 -542065 239085

[NII] 6548050 65466426 250518 -330128 652055

Hα 6562819 65614375 250518 -114643 186725

[N II] 6583460 65836201 250518 -195511 214778

[S II] 6716440 67192485 222886 -472177 102774

[S II] 6730810 67358408 222886 -280570 502474lowast Lınea de absorcion

Cuadro 52 Lıneas de Emision Zona I de NGC6240

531 Clasificacion de NGC6240

Para clasificar a NGC6240 entre los tipos de nucleo activo descritos en la literatura seutilizo las razones de flujo para la ubicacion de este sistema en el diagrama BPT (Bald-win Phillips amp Terlevich 1981) descrito en Cid Fernandes et al (2010) como la mejorseparacion entre galaxias tipo Seyfert LINER y de formacion estelar fuerte mediante la

53 CARACTERIZACION ESPECTRAL 39 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[ O I] 3726032 37296033 143969 -221934 787713

[Ne III] 3868760 38706140 118089 -233171 399531

K Ca-II lowast 3933000 39330952 120923 341232 -383848

S II 4076349 40792864 693475 913706 854107

Hδ 4101742 41004019 936462 679737 301683

Fe II lowast 4303176 43052456 192020 -119689 -283858

Hγ 4340471 43394087 100879 155567 419237

Hβ 4861300 48617803 144197 -647377 680787

[O III] 4958900 49606152 172003 -194691 316305

[O III] 5006840 50090156 161854 -479744 914152

[O I] 6300304 63029087 178476 -155210 621454

[O I] 6363776 63667563 189027 334244 199334

[N II] 6548050 65512285 184697 -152528 896611

Hα 6562819 65665557 184697 -1004495E+06 173249

[N II ] 6583460 65869326 184697 711567 217207

[S II] 6716440 67182754 122346 -459232 516263

[S II] 6730810 67316655 212515 -152349 100130lowast Lınea de absorcion

Cuadro 53 Lıneas de Emision Zona IV de NGC6240

relacion de los flujos de las lıneas de emision de Hα Hβ [NII]λ6584 y [OIII]λ5007 enlog([NII]λ6584 Hα) y log([OIII]λ5007Hβ) que para el caso de la region VI es

log([NII]λ6584 Hα) =020

y

log([OIII]λ5007 Hβ) =-028

lo que ubica a NGC6240 en el diagrama BPT dentro de las galaxia tipo LINER en con-cordancia con el catalogo de Veron-Cetty de (2006)

54 Propiedades fısicas de NGC6240

Los parametros derivados del mejor modelo de la sıntesis permiten adicionalmente calcu-lar y encontrar algunas propiedades fısicas de la galaxia tabla 54 A partir de cada unode estos parametros fue posible asociar las siguientes propiedades

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 40 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Parametro Definicion Zona I Zona IV

[summinus of minus xj( )] Vector de poblacion estelar 9422336 9897032

[Miniminus tot] Fraccion de masa 846570E+02 706677E+03

[Mcor minus tot] Logaritmo de la masa estelar [M] 613714E+02 363687E+03

[v0minusmin(kms)] -11323 -13292

[vdminusmin(kms)] 4700 8439

[AV minusmin(mag)] Atenuacion del polvo [magnitud] -10000 -10000

Cuadro 54 Calidad del ajuste de Starlight

Zona OSP IPS YPS

I 0 176488 765745

IV 06582 355544 614753

Cuadro 55 Porcentaje de formacion estelar sintetica de NGC6240 poblacion estelar joven(YSPs) t le 0 1 Giga anos poblacion estelar con edad intermedia (ISP) 0 1 lt tISP le 2Giga anos la poblacion estelar con edad superior (OSP) 125 Giga ano Rodrıguez ZaurınJ et al (2008)

EdadLa interpretacion del termino [summinus of minus xj( )] vector poblacion xj discutido enla seccion 31 permitio clasificar la poblacion estelar sintetica en i poblacion estelarjoven (YSPs) con componentes estelares de edad t le 0 1 Giga ano ii poblacionestelar con edad intermedia (ISP) con componentes de edad entre 0 1 lt tISP le 2Giga ano y iii poblacion estelar con edad superior (OSP) con componentes de edadmayor que 12 5 Giga ano Rodrıguez Zaurın J et al (2008) Es entonces como alrealizar un tabulacion de este vector en la sıntesis de NGC6240 se puede concluirque mas del 60 de la poblacion estelar corresponde a poblacion estelar joven elporcentaje de cada componente segun la zona se especifica en la cuadro 55

MetalicidadEl porcentaje de las metalicidades empleadas para reproducir el sistema NGC6240fueron tabulados en el cuadro 56 Se puede concluir que existe una contribucion depoblacion estelar de tipo frıo K o M ya que la metalicidad de este tipo de poblacioneses aproximadamente cero mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para lazona IV pertenecen a poblaciones mas calientes de tipo espectral O y M

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 41 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Zona 02Z( ) 04Z( ) 1Z( ) 25Z( )

I 219 3618 5583 00002

IV 1289 4501 4105 0

Cuadro 56 Porcentaje de la metalicidad media en la sıntesis de NGC6240

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 42 Marıa E Rojas A

CAPITULO 6

Conclusiones

Del mapeo de la galaxia NGC 6240 se logro extraer un espectro de buenas caracte-rısticas correspondiente a las zonas I y IV las cuales responden a las zonas espacialesde los nucleos de la galaxia mientras que para las demas zonas es necesario aunrealizar algunas reducciones con mayor detalle para lograr ası eliminar el alto ruidopresente en los espectros

Sobre los espectros espacialmente definidos se realizo una extraccion que permitioidentificar las lıneas de emision y absorcion presente en la zonas I y IV

Con base en la combinacion de las bases de poblaciones estelares de Bruzual GCharlot S (2003) se construyo un espectro sintetico de buenas caracterısticas conla ejecucion de Spectral Synthesis Code -Starlight Cid Fernandes R (2005) en laszonas I y IV

Se realizo una sustraccion entre el espectro observado y el espectro sintetico a fin deeliminar la componente de absorcion asociada con la formacion estelar reproducidacon el espectro sintetico obtenido dando origen a una tabla de flujos reales de lıneasde emision que no habıan sido posible medir debido a la superposicion de las lıneasde absorcion asociadas a la actividad de formacion estelar de la galaxia huesped

La poblacion estelar presente en el espectro sintetico de NGC 6240 segun la literaturade Rodrıguez Zaurın J (2008) es una poblacion estelar joven con edades entret le 0 1 Giga ano con un porcentaje del 765745 en la zona I y 614753 enla zona IV La poblacion estelar con edad intermedia entre 0 1 lt tISP le 2 Gigaano presentan un porcentaje mas bajo del 176488 y 355544 en las zonas I yIV respectivamente Mientras que la poblacion estelar mayor de 125 Giga ano notienen asociado ningun porcentaje en la contribucion del espectro sintetico

43

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Existe una poca contribucion de poblacion estelar de tipo frıo K o M en NGC6240ya que la metalicidad de este tipo de poblaciones es aproximadamente cero en lasıntesis espectral mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para la zona IVpertenecen a poblaciones jovenes de tipo espectral O y M

44 Marıa E Rojas A

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CAPITULO 7

Anexos

SSP Edad [anos] Z Mstar

bc2003-hr-m42-chab-ssp-032spec 000174e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-034spec 000191e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-051spec 000417e9 000400 09666

bc2003-hr-m42-chab-ssp-052spec 000437e9 000400 09622

bc2003-hr-m42-chab-ssp-053spec 000457e9 000400 09579

bc2003-hr-m42-chab-ssp-054spec 000479e9 000400 09534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-055spec 000501e9 000400 09488

bc2003-hr-m42-chab-ssp-070spec 001000e9 000400 08862

bc2003-hr-m42-chab-ssp-073spec 001148e9 000400 08752

bc2003-hr-m42-chab-ssp-074spec 001202e9 000400 08716

bc2003-hr-m42-chab-ssp-075spec 001259e9 000400 08680

bc2003-hr-m42-chab-ssp-076spec 001318e9 000400 08644

bc2003-hr-m42-chab-ssp-077spec 001380e9 000400 08608

bc2003-hr-m42-chab-ssp-078spec 001445e9 000400 08571

bc2003-hr-m42-chab-ssp-079spec 001514e9 000400 08534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-080spec 001585e9 000400 08501

bc2003-hr-m42-chab-ssp-081spec 001660e9 000400 08469

bc2003-hr-m42-chab-ssp-082spec 001738e9 000400 08436

Continua en la pagina siguiente

51

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m42-chab-ssp-084spec 001905e9 000400 08369

bc2003-hr-m42-chab-ssp-087spec 002188e9 000400 08269

bc2003-hr-m42-chab-ssp-088spec 002291e9 000400 08237

bc2003-hr-m42-chab-ssp-112spec 006405e9 000400 07525

bc2003-hr-m42-chab-ssp-113spec 007187e9 000400 07446

bc2003-hr-m42-chab-ssp-114spec 008064e9 000400 07366

bc2003-hr-m42-chab-ssp-115spec 009048e9 000400 07287

bc2003-hr-m42-chab-ssp-116spec 010152e9 000400 07207

bc2003-hr-m42-chab-ssp-117spec 011391e9 000400 07130

bc2003-hr-m42-chab-ssp-118spec 012780e9 000400 07064

bc2003-hr-m42-chab-ssp-119spec 014340e9 000400 06997

bc2003-hr-m42-chab-ssp-120spec 016090e9 000400 06930

bc2003-hr-m42-chab-ssp-121spec 018053e9 000400 06863

bc2003-hr-m42-chab-ssp-122spec 020256e9 000400 06800

bc2003-hr-m42-chab-ssp-123spec 022727e9 000400 06738

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52 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

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Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

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Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

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bc2003-hr-m62-chab-ssp-124spec 025500e9 002000 06754

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Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

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56 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

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bc2003-hr-m72-chab-ssp-201spec 1500000e9 005000 04972

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bc2003-hr-m72-chab-ssp-218spec 1925000e9 005000 04908

Cuadro 71 Base N

57 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

3416 3436 [Ne v] 34260

3718 3735 [O II] 37260

3720 3737 [O II] 37288

3796 3802 H10 37979

3833 3841 H90 38354

3862 3871 [Ne III] 38691

3882 3891 H8 HeI 38890

3961 3973 [Ne III] 39678

3961 3974 Hε 39701

4024 4030 He I 40262

4067 4070 [S II] 40686

4095 4107 Hδ 41017

4332 4346 Hγ 43405

4469 4475 He I 44715

4854 4868 Hβ 48613

4947 4968 [O III] 49589

4998 5019 [O III] 50068

5009 5022 He I 50157

5156 5164 [Fe VII] 51584

5193 5202 [N I] 51991

5267 5274 [Fe III] 52704

5868 5883 He I 58756

6296 6303 [O I] 63003

6303 6315 [S III] 63121

6355 6372 [O I] 63638

6538 6591 [N II] 65480

6547 6576 Hα 65628

6575 6591 [N II] 65835

6667 6681 He I 66782

6710 6743 [S II] 67164

6718 6743 [S II] 67308

7061 7072 He I 70652

Continua en la pagina siguiente

58 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

7125 7142 [Ar III] 71358

7315 7329 [O II] 73195

7320 7335 [O II] 73302

6845 6945 BC03 lowastlowast7165 7210 BC03 lowastlowast7550 7725 BC03 lowastlowast5880 5906 NaD 5890 lowast lowast lowast9059 9079 [S III] 90690

lowast Lınea de emision

lowastlowast Region en la problematica Bruzual y Charlot (2003)

lowast lowast lowast Absorcion del medio interestelar en 5896A

Cuadro 72 Mascara General desarrollada por NataliaVale Asari (2005) para Starlight

59 Marıa E Rojas A

  • Acroacutenimos
  • Introduccioacuten
  • Fundamentos de Espectroscopiacutea
    • Fundamentos
    • Espectros Astrofiacutesicos
    • Nuacutecleos Activos de Galaxias
      • Sistema NGC6240
      • Sistema NGC6240
      • Coacutedigo de Siacutentesis Espectral
        • Modelo Fiacutesico - Matemaacutetico
        • Modelo Computacional
        • Bases Espectrales
          • Construccioacuten de una Poblacioacuten Estelar Simple (SSPs)
          • Modelos de Poblaciones Estelares Simples
              • Extraccioacuten y Anaacutelisis de Espectros
                • Reduccioacuten
                • Caracterizacioacuten
                  • Espectroscopiacutea Sinteacutetica
                    • Siacutentesis espectral
                    • Sustraccioacuten espectral
                    • Caracterizacioacuten espectral
                      • Clasificacioacuten de NGC6240
                        • Propiedades fiacutesicas de NGC6240
                          • Conclusiones
                            • Bibliografiacutea
                              • Anexos
Page 21: Espectroscop a estelar sint etica, aplicaciones astrof sicas · con modelos estelares que siguen una l nea de tiempo, producidos por la combinacion de bibliotecas de evolucion estelar,

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

FWHM

F2

F

120582[Å] 0

119865120582

W

0

FWHM

Figura 14 Representacion grafica de FWHM (Ancho total a la mitad de la altura porsus siglas en ingles)

Luminosidad Especıfica es la energıa en una frecuencia ν emitida por una fuentepor segundo

Lν = 4πR2Fν (18)

12 Espectros Astrofısicos

El espectro de una estrella o una galaxia contiene un continuo proveniente de la fuente yun espectro de lıneas superpuesta sobre el proveniente de las nubes en la vecindad de lafuente Todas las caracterısticas fısicas de estas nubes se adquieren con la interpretacionde las propiedades de las lıneas En el cuadro 11 se encuentran registradas las lıneas deemision y absorcion mas reportadas en la literatura con sus longitudes de onda especıficasen ellas sobresalen las lıneas de hidrogeno (serie de Balmer) lıneas de helio neutro lıneasde hierro doblete hidrogeno lınea de calcio ionizado (K) y la lınea del calcio neutro entreotras

En la figura 15 se observa el espectro de la galaxia NGC224 catalogada como una ga-laxia normal (Peimbert M amp Torres-Peimbert S 1981 Shuder J M Osterbrock DE1981 y Filippenko A V amp Sargent W L W 1988) en donde es posible encontrarlıneas anchas en las lıneas de Hα y Hβ asociadas a la alta velocidad del gas de la zonacentral

12 ESPECTROS ASTROFISICOS 11 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ [A] Lınea λ [A]

[O II] 3726032 [O III] 4958900

He I 3820000 [O III] 5006840

[NeIII] 3868760 C-C 5165000

K Ca-II 3933000 Fe II 5197570

H Ca-II 3968000 [O I] 6300304

HeI 4026000 [O I] 6363776

[S II] 4068600 [N II] 6548050

Fe II 4178862 Hα 6562819

Hδ 4101740 [N II] 6583460

Hγ 4340471 [S II] 6716440

Hβ 4861300 [S II] 6730810

Cuadro 11 Lıneas de absorcion y emision reportadas en la literatura

13 Nucleos Activos de Galaxias

Las galaxias con un nucleo activo (AGNs por sus siglas en ingles) son aquellas galaxiasque contienen una fuente central muy compacta altamente luminosa y emisoras de uncontinuo de gran cantidad de energıa y la presencia de intensas lıneas de emision El mode-lo que mejor describe las caracterısticas observadas en los AGNs es el Modelo Unificadoen donde se plantea que cada AGN contiene un agujero negro supermasivo en la regıoncentral (M amp 109M) y un disco de acrecion fuente del intenso continuo radiado Masdistante existe una region a la cual se le asocia la emision de lıneas denominada region delıneas anchas (BLR con vFWHM gt 100Kms) y mas distante una region de lınea delgadas(NLR con vFWHM lt 100Kms) rodeando un toro oscurecedor

Existen diferentes tipos de AGNs debido al registro de emision entre los que sobresalen

Galaxias Seyfert Objetos que presentan un nucleo brillante con lıneas de emisionproducidas por atomos en un amplio rango de ionizacion Un analisis espectral per-mitio categorizar estos AGNs en dos tipos Seyfert tipo 1 en donde se observan lıneasde emision anchas y Seyfert tipo 2 en donde se observan lıneas de emision estrechasestas galaxias se identifican segun la orientacion de observacion

Quasars AGNs que debido a sus distancias se observan como objetos muy brillantescon halos difusos estas son galaxias tıpicas en los primeros estadıos del universoaunque se encuentren tambien en el universo local

13 NUCLEOS ACTIVOS DE GALAXIAS 12 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

F λ[1

0-14

cm-2s-

1 Å-1]

0

2

4

6

8

λ[Å]3500 4000 4500 5000 5500

NGC224

Figura 15 Galaxia normal NGC224 fuente NED

LINERs (del ingles Low-Ionization Nuclear Emission-line Region) estas galaxiasson de baja luminosidad y sus espectros se asemejan a una tıpica galaxia Seyfert 2

En la figura 16 se presenta un espectro caracterıstico de un nucleo activo en el se puedeobservar que el continuo no responde a la ley de cuerpo negro y que ademas la intensidadde las lıneas de emision es superior a la intensidad de las lıneas de absorcion

F λ[1

0-17

cm-2s-

1 Å-1]

0

500

1000

1500

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Mkr699

Figura 16 Galaxia con nucleo activo MRK 0699 fuente SDSS

En algunas galaxias con nucleos activos tambien es posible encontrar intensa formacionestelar en la vecindad del AGN o en los brazos de la estructura huesped Esta actividadde formacion incrementa la emision en el infrarojo de manera que tambien se puedenclasificar como

13 NUCLEOS ACTIVOS DE GALAXIAS 13 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

LIRGs Galaxias Luminosas en el Infrarrojo (por su siglas en ingles Luminous In-frared Galaxies) con luminosidades L sim 1011L

ULIRGs Galaxias Ultra Luminosas en el Infrarrojo (por su siglas en ingles UltraLuminous Infrared Galaxies) presentan luminosidades L gt 1012L

Starburst galaxias que presentan una tasa de formacion estelar muy alta en un cortoperiodo de tiempo de la galaxia

13 NUCLEOS ACTIVOS DE GALAXIAS 14 Marıa E Rojas A

CAPITULO 2

Sistema NGC6240

NGC6240 (IC4625 UGC10592 MCG00-43-004 VV617 Psk1650+024) es un par inte-ractuante entre una galaxia elıptica y una galaxia ultraluminosa (IRAS 16504 0228)Fosbury amp Wall (1979) con dos nucleos en la region central Fried amp Schulz H (1983)Se encuentra a una distancia de 98 Mpc con ascension recta en 16h 52m 589s y declina-cion +02 24

prime03

primeprime desplazandose con una velocidad promedio de 7339 km sminus1

La morfologıa del sistema presenta una alteracion debida a la interaccion sin embargoSchulz et al (1993) detecta por primera vez la presencia de dos nucleos en la region cen-tral que segun las imagenes en el rojo de Dopita M A et al (2002) presentan fuertescolas de marea asociadas a la fusion hecho que llevo a catalogarla como un sistema demorfologıa compleja Observaciones en el optico han establecido que la separacion entrelos dos nucleos es de aproximadamente 16

primeprime(08 kpc) (Scoville NZ et al 2000) en

sentido norte-sur siendo el nucleo sur el mas brillante mientras que observaciones enradio calculan una separacion de 14

primeprime (Carral Turner amp Ho 1990) con una velocidad

de dispersion entre ellos de 229 km s minus1 (Tecza et al 2000 Genzel et al 2001)

El sistema NGC6240 posee una metalicidad aproximada de una decima solar (Oliva ampOriglia 1998) y es una fuente infrarroja ultraluminosa en donde el 99 de la lumino-sidad es bolometrica en el infrarrojo (Wright et al 1984 Soifer et al 1984) con unaluminosidad aproximada de 3 5times 1011 L (Yun amp Carilli 2002) de donde se estima queen un 50 a 75 es proveniente de un starburst (Genzel et al 1998 Rigopoulou etal 1999 Laurent et al 2000 Lutz et al 2003) mientras que el restante 25 o 50 proviene de la luminosidad del nucleo activo (Komossa et al 2003 Iwasawa amp Comastri1998 Vignati et al 1999 Iwasawa 1999 Matt 1999) derivado de los analisis en rayos Xen la lınea de emision de FeK a 64 keV para ambos nucleos y en la emision del continuo

15

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

a 100 keV

Un analisis del espectro en el optico muestra una fuerte emision en la lınea de [O III]y una debil emision en la lınea [O II] en el nucleo sur que se contrasta con una debilemision en la lınea [O III] y una fuerte emision en la lınea de [O II] del nucleo norteBarbieri C et al (1993) El espectro de NGC 6240 se destaca ademas por la relacionentre la lıneas de emision del hidrogeno molecular y la emision de [Fe II] en 164 micras(Becklin et al 1984 Rieke et al 1985 DePoy et al 1986) siendo la emision de Hα masfuerte al noroeste de la galaxia en contraste con la emision en el rojo al norte y al oestedel sistema El continuo puede ser descrito por modelos de absorcion con una instensidadaproximada de 650 mJy (Van Driel Wet al (2000)) debida a la emision nuclear directa(Vignati et al 1999 Netzer et al 1998)

Los estudios en el optico muestran que la emision de Hα se puede ver afectadas por laabsorcion asociada a la formacion estelar este hecho se refleja en la clasificacion paraeste sistema dentro de la taxonomıa de las galaxias activas ya que que su espectro sepuede clasificar como el de una galaxia con una region nuclear emisora de baja ionizacion(LINER) o Seyfert 2 (Kewley et al 2001 Goldader et al 1997a 1997b Kim et al 1995Veilleux et al 1995)

Existen varios estudios espectroscopicos del infrarrojo (IR) en la literatura (Doyon et al1994 Lester et al 1994) que muestran diferencias en la naturaleza de la poblacion estelarse considera que la poblacion estelar joven es la dominante del sistema Oliva et al (1999)

Otros estudios reportan poca actividad de H2O (Braatz et al 1997) sin embargo se con-firma la presencia de un perfil de absorcion en OH Baan et al (1985 1992) en dondealrededor de la mitad del flujo se concentra en una gruesa estructura de disco ubicadaentre el IR y el radio con una velocidad de 800 km sminus1 y un ancho total de lınea de 1400km sminus1 que revelan la complejidad de la dinamica de gases en este sistema debida a lagran perdida de masa que se aproxima a 500 M anominus1

Las recientes observaciones de NGC6240 realizado por el Satelite Chandra permitieroninvestigar el difuso halo galactico gracias a la emision de rayos X blandos en una regionde 110 times 80 kpc donde el gas tiene una temperatura aproximada de 75 millones deKelvin con una densidad estimada de 25 times 10minus3cmminus3 una masa total de 1010M unaluminosidad de 4 times 1041erg sminus1 y una metalicidad menor a 0 1Z Un analisis espectralespacialmente resuelto revela variaciones en la emision en Hα lo que implica un enri-quecimiento uniforme por parte de las supernovas de tipo II La evidencia observacionalapunta al aumento de la formacion de estrellas dentro de una gran abundancia de gasEmanuele Nardiniet al (2013)

16 Marıa E Rojas A

CAPITULO 3

Codigo de Sıntesis Espectral

Los astronomos han desarrollado algunos metodos para obtener informacion sobre la com-posicion de las estrellas y galaxias Uno de ellos es el analisis e interpretacion de los estadoselectronicos de los iones atomos y moleculas de las atmosferas de las estrellas y medio in-terestelar pertenecientes a una galaxia los cuales son reproducidos matematicamente a finde obtener espectros integrados que reconstruyen el espectro sintetico de la galaxia Hoyse tienen dos escuelas que describen la llamada sıntesis de poblacion estelar Evolutiva ySemi-empirıca En la primera escuela la sıntesis se obtiene al reproducir un biblioteca deespectros a partir de condiciones fısicas hipoteticas como historia de formacion estelarevolucion quımica y funcion de masa inicial sin embargo hay incertidumbre sobre las con-diciones fısicas reales de cada biblioteca En la segunda escuela la sıntesis es el resultadode una combinacion lineal de espectros de estrellas yo aglomerados con incertidumbre enla capacidad de las bases estelares para reproducir las condiciones diversas de las galaxiasGomes (2005)

El Dr Roberto Cid Fernandes desarrollo en 2005 un codigo de sıntesis mediante el al-goritmo Metropolis-Markov llamado Starlight Spectral Synthesis Code -Starlight el cualcombina linealmente elementos de bases estelares construidas a partir de observaciones yelementos de bases de poblaciones estelares simples teoricas con edad metalicidad y masadesarrolladas por Bruzual amp Charlot (2003) En este capıtulo se presenta la configuracionde las propiedades fısicas matematicas y computacionales del codigo Starlight

17

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

31 Modelo Fısico - Matematico

En la sıntesis espectral el espectro de una galaxia se compone de una combinacion linealde espectros de poblaciones estelares dentro de un espacio finito ξN con N componentesy elementos Lj(λ) (j = 1 N) Cada Lj es un espectro que depende de la poblacionestelar en un intervalo de longitud de onda λ La ecuacion principal del modelo de sıntesisespectral es

M(λ) =Nsumj=1

xjLj(λ) (31)

donde xj es el coeficiente de expansion y M(λ) es el espectro modelado de salida Laecuacion 31 puede expresarse como

M(λ)

M(λ0)=

Nsumj=1

xj

(Lj(λ)

Lj(λ0)

) (32)

donde se introduce la condicion de normalizacionsumN

j=1 xj = 1 que se cumplira en lalongitud de onda λ0 Ademas es posible interpretar que

M(λ) es el espectro modelo de prueba que a diferencia del espectro observado O(λ)puede consistir de unicamente lıneas de absorcion y un continuo

λ0 es la longitud de onda normalizada M(λ0) y Lj(λ0) son los valores del modelo

y espectro de la poblacion estelar j en λ0 Para este caso se considera λ0 = 4020 A

xj es el flujo monocromatico de la componente j en λ0 en el espacio ξN con extincionAV Al conjunto minusrarrx equiv (x1 xN) se llama el vector de poblacion e indica en lapractica la fraccion de luz debido a cada elemento N Por lo general esto no sumael 100 de la contribucion de luz

Lj(λ) es la poblacion estelar j del espacio ξN que comprende un elemento de labase Cada uno corresponde a una caracterıstica astrofısica bien definida (edad (tj)

metalicidad (Zj)) asociada a Lj medida en unidades L Aminus1 M

Para hacer un analisis funcional con el objeto de encontrar las relaciones del coeficiente xjes necesario una interpretacion matematica de los dos primeros items y una interpretacionfısica de los dos ultimos ası

1 Producto Interno como las funciones del espacio ξN son analıticas es necesariogarantizar que estas cumplan una relacion de ortogonalidad y ortornormalidad enun intervalo [a b] con respecto a una funcion de peso ε(λ) es decir

(Lm(λ) Ln(λ)) =

int b

a

Lm(λ)times Ln(λ)times ε(λ)dλ = Cmnδmn

31 MODELO FISICO - MATEMATICO 18 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

donde δmn es el delta de Kronecker y Cmn es una constante entonces si δmn es 1para todos los m y n se dice que el conjunto es ortonormal Por tanto

Nsumj

xj = 1 (33)

2 Extincion no se tiene en cuenta en el modelo Se sabe que la luz al atravesarun medio interestelar de gas o polvo presenta fenomenos de absorcion o dispersioncausando el llamado enrojecimiento del espectro el cual debe ser previamente co-rregido

3 Dispersion de velocidad es un proceso fısico debido a la dinamica estelar y estarelacionado con el corrimiento Doppler Ası el efecto neto sera el ensanchamiento delas lıneas de absorcion en el espectro observado (Oλ) efecto que debe ser corregidopreviamente

Incorporando las anteriores consideraciones la ecuacion 32 para un modelo fısico resulta

M(λ)

M(λ0)=

Nsumj=1

xj

(Lj(λ)

Lj(λ0)

)r(λ)otimesG(v σ) (34)

donde

r(λ) equiv 10minus04(AλminusAλ0) es el termino de extincion Aλ es la extincion del polvo en la

longitud de onda λ y Aλ0 es el enrojecimiento en la longitud de onda normalizadaλ0 En este trabajo se asume que la curva de extincion es similar a la de nuestragalaxia por eso se utilizara la ley de extincion de Cardelli et al (1989) Ademas seasume que todas las componentes estelares es decir cada elemento de la base sufreel mismo enrojecimiento AV

G(v σ) es una distribucion gaussiana de velocidades centrada en v con amplitudde dispersion σ Los espectros de base (L1(λ) LN) son convoluıdos1 (sımbolootimes) con G(v σ) para tener el ancho de las lıneas de absorcion y emision de M(λ)debidos a la cinematica estelar

1La convolucion transforma un espectro F (λ) a un espectro I(λ) dado por

I(λ) =

int +infin

minusinfinF

(λprime =

λ

1 + vc

)G(v v σ)dv (35)

31 MODELO FISICO - MATEMATICO 19 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

32 Modelo Computacional

La herramienta computacional que permitio realizar los calculos con la ecuacion 34 seencuentra disponible en wwwstarlightufscbr El codigo realiza una descomposicion deun espectro observado O(λ) sobre una base de espectros de poblaciones estelares simplescomo una combinacion lineal encontrando el mejor ajuste de M(λ) con relacion a O(λ)El ajuste a O(λ) se realiza a traves de la tecnica derivada de la mecanica estadısticaconocida como Simulated Annealing utilizada para encontrar los parametros mınimosmediante el algoritmo Metropolis - cadenas de Markov

χ2 equiv χ2 (minusrarrx M(λ0) Av v σ)) =

λfsumλi

(O(λ)minusM(λ))2 ω(λ)2 (36)

donde ω(λ)2 = eminus1λ es la funcion de peso expresada como la mascaraerror en cada λ

siendo cero para las longitudes de onda con flujos falsos o lıneas enmascardas λi es la lon-gitud de onda inicial y λf la longitud final de la suma en la funcion de χ2 Cid Fernandeset al (2004)

El ajuste se realiza en cuatro etapas

1 Primeros ajustes (First Fits FF) Hace un amplio barrido del espacio de parametros

Programa de enfriamiento el algoritmo pasa a traves de la base N disminu-yendo la temperatura iniciando desde la mas caliente hasta un valor mınimode temperatura definido en el archivo de configuracion siguiendo la funcionde probabilidad de Boltzmann y utilizando el criterio Metropolis planteado enCid Fernandes et al (2004b)

Adaptacion de la funcion peso Ajusta el peso de forma dinamica segun laeficiencia de las temperaturas aceptadas Cid Fernandes et al (2004b)

Criterios de convergencia centralizado en el valor adimensional el cual dacuenta de la convergencia de las cadenas asociado a cada elemento de la baseGelman y Rubin et al (1992)

Parametros cinematicos se define un valor para v y σ que se mantiene cons-tante en todo el algoritmo Metropolis Cid Fernandes et al (2004b)

2 Correcciones (Clip amp Refit) permite comprobar el peso asignado a cada punto res-pecto al espectro de entrada estableciendo el NSIGMA de ajuste

3 Apropiacion (Burn-In) es considerada la ultima etapa de Starlight ya que tomatodas las cadenas de Markov construidas en el paso anterior que tengan mayorpeso para encontrar ası el mejor ajuste de un espectro de entrada respecto a cadacadena

32 MODELO COMPUTACIONAL 20 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

4 Ultimos ajustes (EX0) desecha los componentes irrelevantes de la base N y afina elajuste generando el archivo de salida

33 Bases Espectrales

Una base espectral utiliza poblaciones estelares simples (SSPs) representadas mediantecumulos de estrellas que nacen a partir de una misma nube de gas con composicion quı-mica homogenea a traves de una formacion estelar intensa y caracterizada por tener unaedad y metalicidad bien definida

Definir las componentes N de la base es de vital importancia para que los resultadostengan alguna conexion con la realidad por ejemplo si se desea identificar la edad delas componentes estelares de una galaxia es necesario que la base precise dentro de susparametros la edad o metalicidad de cada N

331 Construccion de una Poblacion Estelar Simple (SSPs)

El metodo para generar la base de poblaciones estelares contiene tres componentes prin-cipales

1 Observaciones reunidas en bibliotecas estelares de espectros Estas varıan segun latemperatura y la luminosidad de las estrellas de acuerdo con las regiones que sepueden establecer en el diagrama Hertzsprung-Russell (HR)

2 Modelos teoricos de trayectorias evolutivas Estas predicen como serıa la evolucionde las estrellas en un diagrama HR que aportan a la formalizacion de una poblacionestelar

3 Funcion de masa inicial (FMI) φ(m) Pondera el numero de estrellas de masa entrem y m + dm independiente del tiempo y normalizada como

intmφ(m)dm = 1

El espectro de una estrella de masa m que depende de la longitud de onda λ la metali-cidad Z y la edad tprime definido por I(λm t

prime Z) en luminosidades solares [L] y con untiempo de vida τ(m) se define como

I(λm tprime Z) =

f(λm t

prime Z) si tprime le τ(m)

0 si tprime gt τ(m)(37)

donde f es una funcion de λm tprime y Z

Ahora se define

Ψ(tprime) tasa de formacion estelar

33 BASES ESPECTRALES 21 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Z(tprime) ley de enriquecimiento quımico

si se tiene una nube de gas con formacion estelar donde despues de un tiempo de vidat se tienen varias estrellas de distintas masas con edad tprime se debe satisfacer la relaciontprime le t ya que las estrellas no pueden ser mayores que el sistema Sin embargo las estre-llas con edades tprime nacieron en un tiempo t minus tprime donde la tasa de formacion estelar y elenriquecimiento quımico son diferentes de las actuales

El numero de estrellas con edad entre tprime y tprime+dtprime y masas entre m y m+dm en un tiempot esta dada por

dN(t) = Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdtprime (38)

Si la metalicidad esta dada por Z(tminus tprime) la suma de los espectros de las estrellas de edadentre tprime y tprime + dtprime y de masas entre m y m+ dm en el tiempo t es

I total(λm tprime Z(tminus tprime)) = I(λm t

prime Z(tminus tprime))times dN(t)

I total(λm tprime Z(tminus tprime)) = I(λm t

prime Z(tminus tprime))Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdtprime (39)

El espectro total en el tiempo t teniendo en cuenta todas las estrellas con masas entre ellımite inferior de las masas estelares (Mupp) y el lımite superior de masas estelares (Mlow)es

I(λ t) =

int t

0

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(tminus tprime))Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdt

prime (310)

Esta es la ecuacion general para crear un espectro l(λ t) de poblaciones estelares sujetoa una tasa de formacion estelar y a un enriquecimiento quımico determinado Por tantopara formar una poblacion estelar simple con una metalicidad Z y una edad t bien definidasolamente es necesario establecer Ψ(tminus tprime) como

Ψ(tminus tprime) = C times δ(tminus tprime) (311)

donde C es una constante de dimensiones [C] equiv [M] y δ(t minus tprime) equiv [anominus1] Luego laecuacion 310 se reemplaza por

I(λ t) =

int t

0

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(tminus tprime))Cδ(tminus tprime)φ(m)dmdt

prime (312)

Por tanto el espectro con una metalicidad definida en un tiempo tprime = 0 es

I(λ t) = C

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(0))φ(m)dm (313)

Con una poblacion estelar simple es posible generar los elementos de la base a partir dela ecuacion 313 como

33 BASES ESPECTRALES 22 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

L(λ t Z(0)) =I(λ t)

C

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(0))φ(m)dm (314)

L(λ t Z(0)) puede ser llamado Lj(λ) cuando t = tj y Z(0) = Zj con unidades [Lminus1Mminus1

]Por lo tanto el termino Lj(λ) se puede expresar como

Lj(λ) asympsumi

I(mi tj Z(j))φ(mi)∆mi donde τ(mi) le tj (315)

indicando que para calcular Lj(λ) se suman los espectros individuales de estrellas de unabiblioteca estelar dada a lo largo de una edad tj y metalicidad Zj por una funcion de masainicial

332 Modelos de Poblaciones Estelares Simples

Los espectros de las estrellas Lj(λ) se agrupan en diferentes modelos de poblaciones es-telares simples (SSPs) difiriendo en el conjunto de bibliotecas estelares y requerimientosevolutivos pero todos utilizan la funcion de masa de Chabrier (2003)

Υ(logm) prop

exp[minus

(logm minus logmc)2

2σ2

] si m le 1M

mminus13 si m gt 1M

(316)

con mc = 0008 y σ = 0069 Esta funcion de masa indica la cantidad de estrellas en unintervalo logarıtmico de masa 2

Los modelos utilizados son

STELIB (Stellar Library) contiene 249 estrellas observadas entre 3200A - 9500A yresolucion espectral de 3A (Le Borgne et al 2003)

2 podemos reemplazar φ(m) con la condicion de normalizacionint Mupp

Mlow

mΥ(logm)d logm = 1 (317)

con d logm

dm= 1

m ln 10 = d logm

dm= log e

m tenemos

log e

int Mupp

Mlow

Υ(logm)dm =

int Mupp

Mlow

mφ(m)dm = 1 (318)

por tanto

φ(m) = log eΥ(logm)

m (319)

33 BASES ESPECTRALES 23 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Nombre Metalicidad [Z] Fuente

Padova 1994 0001ndash 010 Alongi et al (1993)

Bressan et al (1993)

Fagotto et al (1994a)

Fagotto et al (1994b)

Girardi et al (1996)

Padova 2000 00004 ndash003 Girardi et al (2000)

Geneva 002 Schaller et al (1992)

Charbonnel et al (1996)

Charbonnel et al (1999)

Cuadro 31 Trayectorias Evolutivas usadas en BC03 Fuente BC03

MILES (A Medium Resolution INT Library of Empirical Spectra) Contiene 985estrellas observadas entre 3200A - 7500A y resolucion media de 23A (Sanchez-Blazquez et al 2006)

Granada contiene 1654 espectros estelares compuestos con modelos de atmosferaestelar entre 3000A - 7000A y resolucion espectral de 03A (Martins et al 2005)

Bruzual amp Charlot (2003 BC03) Contiene 26 modelos de base con SSPs calculadosutilizando trayectoria evolutiva de Padova 1994 (Alongi et al 1993 Bressan et al1993 Fagotto et al 1994 Girardi et al 1996) cada base contiene 221 espectros dealta resolucion con edades desde t = 0 a t = 20 Giga anos en un rango de 3200A -9500A en unidades de LAminus1 Mminus1

13 de estas SSPS utilizan la FMI de Chabrier(2003) con Mlow = 01 M y Mupp = 100 M normalizados a una masa total de1M en las estrellas a la edad t = 0 las otras 13 SSPs son analogos Salpeter

Para este trabajo se adapto la base de poblaciones estelares simples de la biblioteca deBruzual e Charlot (2003 BC03) que se basa en trayectorias evolutivas y en bibliotecasde espectros estelares descritas en la tabla 31 32 y 33 La mayorıa de los resultadospublicados de Starlight usan este modelo por su amplia gama en edades y metalicidades

Para reproducir la formacion estelar de NGC6240 se utiliza una base que contiene 200SSPs con edades entre 2 times 106 y 13times1010 anos con resolucion de 3A en un rango de3200A a 9500A para las metalicidades de 02Z (m42) 04Z (m52) 1Z (m62) y 25Z(m72) con rutas evolutivas de Padova 1994 libreria STELIB 2003 y funcion masa inicialde Chabrier (2003) mostrados en el cuadro anexo 71 y visualizados en la figura 31 Ca-da una de las figuras representa una metalicidad de la base con sus respectivos 50 SSPscorrespondientes a diferentes edades En ellas es posible observar que los espectros se

33 BASES ESPECTRALES 24 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Nombre Tipo Intervalo de Resolucion Intervalo de Fuente

longitud de onda metalididad

BaSeL teorica 91 A a 160 micro m 300 105Z a 10Z Kurucz (1995 pc)

Bessel et al (1989)

Bessel et al (1991)

Fluks et al (1994)

Allard amp Hauschidt (1995)

Rauch (2002)

STELIB observacional 3200A a 9500A 2000 - 20 lt[FeH] lt050 Le Borgne et al (2003)

Pickles observacional 1205A a 25 micro m 500 Z Pickles (1998)

Fanelli et al (1992)

Cuadro 32 Bibliotecas de espectros estelares de BC03 Fuente BC03

Nombre Calibracion Fuente

BaSeL 10 teorica Lejeune et al (1997)

Lejeune et al (1998)

BaSeL 22 semi-empırica Lejeune et al (1997)

Lejeune et al (1998)

BaSeL 31 semi-empırica Westera (2000)

Padova 2000 00004 a 003 Westera et al (2002)

Cuadro 33 Diferentes calibraciones basadas BaSeL Fuente BC03

33 BASES ESPECTRALES 25 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

distribuyen desde la poblacion estelar de mayor temperatura en la parte superior hastalas mas frıas en la parte inferior cada espectro se encuentra calibrado por flujo y sonnormalizados a la unidad de masa solar (M)

Otra caracterıstica de la base BC03 es que no reproduce las lıneas de emision observadaspor lo tanto solo es posible reproducir las lıneas de absorcion debidas a la formacionestelar Es entonces donde el codigo requiere enmascarar o definir rangos de longitud deonda que correspondan a las lıneas de emision con el fin de aumentar la sensibilidaddel ajuste y encontrar ası la componente de absorcion que puede estar siendo opacadapor las lıneas de emision del mismo intervalo Para este trabajo se utiliza la mascarageneral dispuesta dentro del codigo adaptada en la tesis doctoral Natalia Vale Asari(2005) donde se enmascaran la lıneas de emision mas fuertes La mascara esta basada enlos trabajos de Gonzalez-Delgado et al (1995) Pastoriza et al(1993) Benjamin et al(1999) y Zhang et al (2005) y en regiones problematicas de la base de Bruzual y Charlot(2003) asociadas a efectos turbulentos entre 6845A - 6945A y entre 7550A - 7725A y laregion entre 7165A -7210A debida a errores sistematicos La mascara general detallada sepuede ver en la tabla anexa 72

33 BASES ESPECTRALES 26 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

02 Z∘

Log(L λ)[L ∘Å-

1 M∘-

1 ]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

04 Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

file=357911131415171921232527293133353639414345474951535557596163

(a) (b)Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

file=357911131517192123252729313335373941434547495153555759

25Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

y136y135y132y131y130y129y128y127y125y122y121y120y119y118y117y116y115y114y109y106y98y95y94y93y92y90y88y89y97y86y85y84y83y81y59y58y57y56y55y54x51y51y49x48y48y47y46y40y39

(c) (d)

Figura 31 Espectros de SSPs del modelo BC03 Bruzual amp Charlot 2003 para diferentesmetalicidades (a) 02Z (m42) (b) 04Z (m52) (c) 1Z(m62) (d) 25Z(m72) cadametalicidad contiene 50 SSPs con edades entre 2times 106 y 13times 1010 anos Resolucion de3A

33 BASES ESPECTRALES 27 Marıa E Rojas A

CAPITULO 4

Extraccion y Analisis de Espectros

El espectro original se obtuvo con el espectrografo ISIS del telescopio William Herschel de4 2m (WHT) instalado en la Palma (Canarias) utilizando las configuraciones R300B -CCD EEV 12 y R316R - CCD MARCONI2 para los brazos azul y rojo respectivamenteentre 3000A- 5000A y 5000A - 7800A con una escala de 149 segundos de arcomm alo largo de la hendidura El espectro fue cedido por la doctora Rosa Gomez Delgadodel Instituto de Astrofısica de Andalucia Los detalles de la observacion se encuentranregistrados en la tabla 41

Fecha Brazo CCD+gratting Slit PA Slit width (arcsec) texp[sec]

20050910 Red MARCONI2+R316R 88593063 1237020 900

20050909 Blue EEV12+R300B 88620857 1237020 900

Cuadro 41 Resumen de las observaciones espectroscopicas de NGC6240

41 Reduccion

En un espectro obtenido con una apertura donde no es posible identificar cual es lazona espacialmente localizada se hace necesario encontrar la orientacion espacial a fin deajustar la imagen espectral respecto a una imagen fotografica de orientacion conocida Estareorientacion fue realizada por Rosa Gomez Delgado y Mario A Higuera G con rutinas deIRAF (Image Reducction and Astronomical Facilities ver httpwwwirafcom) tomandocomo imagen fotografica de referencia la dispuesta en la base del Telescopio EspacialHubble (HST) ver httphubblesiteorggallery

28

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Figura 41 Reduccion espectral para el filtro Rojo separacion espacial fuente Mario AHiguera G

Un vez reorientado el espectro original se realizo una separacion de la cantidad de luzque paso a traves de la apertura del instrumento para los filtros rojo y azul a lo largodel rango espacial definido En la apertura espacial aparecen todas las fuentes de emisionpresentes en el momento del registro Al visualizarlas con la rutina apall de IRAF figura41 se separan las regiones de estudio

El analisis permito identificar y reducir seis zonas en total para cada filtro que al sersuperpuestas con la imagen fotografica espacial de NGC6240 se distiguieron ası zona Inucleo del sur zona II proximidad hacia el sur de la zona I zona III proximidad hacia elnorte del registro fotografico zona IV nucleo del norte zona V seccion intermedia entrelos dos nucleos y finalmente la zona VI estrella de calibracion

De todas las zonas se obtuvo un espectro para cada filtro estos fueron normalizados ypromediados con el fin de dar unicidad y ası permitir visualizar un espectro del visible enun rango entre 3200A y 7200A para todas las zonas Los espectros obtenidos se corrigieronpor Doppler (z = 0024480 NED ver httpnedipaccaltechedu) y exceso de colorasociado al polvo segun Cardelli et al (1989) en donde

E(BminusV ) = minus232 log

(Rint

Robs

)siendo Rint = 31 y Robs =HαHβ la relacion de flujos previamnete calibados de las lıneasHα y Hβ medidos por tecnica de separacion en LINER1

1LINER herramienta computacional del reporte interno de Richard W Pogge la cual utiliza una

41 REDUCCION 29 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Figura 42 Imagen fotografica del HST de NGC6240

Los espectros al final de la reduccion que se utilizaron para este trabajo se presentan enla figura 43

Al realizar el analisis de cada una de las zonas reducidas se encuentra que las zonas Iy IV presentan espectros asociados a nucleos activos las zonas II y III corresponden alas regiones adyacentes de estos nucleos que debido a su baja razon senal-ruido no serananalizadas en este trabajo la zona V corresponde a la zona intermedia debida a la fuertecomponente estelar presente en el espectro y finalmente la zona VI presenta un espectrocaracterıstico de una estrella identificada en la imagen fotografica que se utiliza comopatron de referencia figura 42

tecnica que define un continuo arbitrario sobre el cual es posible marcar el centro esperado de una lıneasobre un espectro esto permite adquirir los valores de λ centro de lınea FWHM ancho equivalente yflujo de las lıneas tanto de emision como de absorcion

41 REDUCCION 30 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

0

2eminus13

4eminus13

6eminus13

8eminus13

λ[Å]4000 5000 6000

Zona I

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

0

2eminus16

4eminus16

6eminus16

8eminus16

1eminus15

12eminus15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona II

(a) (b)

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

minus2eminus16

minus1eminus16

0

1eminus16

2eminus16

3eminus16

4eminus16

λ[Å]3000 4000 5000 6000 7000

Zona III

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

0

5eminus14

1eminus13

15eminus13

2eminus13

25eminus13

3eminus13

35eminus13

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona IV

(c) (d)

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

minus1eminus16

0

1eminus16

2eminus16

3eminus16

4eminus16

5eminus16

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona V

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

2eminus17

4eminus17

6eminus17

8eminus17

1eminus16

12eminus16

λ[Å]4000 5000 6000 7000

ZonaVI

(e) (f)

Figura 43 Espectros reducidos del visible para NGC6240 (a) Zona I (b) Zona II (c)Zona III (d) Zona IV (e) Zona V (f) Zona VI

41 REDUCCION 31 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

42 Caracterizacion

Los espectros de las zonas I y IV son caracterizados por los valores de λ centro de lıneaFWHM ancho equivalente y flujo de las lıneas de absorcion y emision los cuales se puedenobservar en las tablas 42 y 43 para cada zona respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259856 141934 121105 932365

He I lowast 3820000 38243220 240649 -368885 -331320

[Ne III] 3868760 38665283 196365 960760 849525

K-Ca II lowast 3933000 39298906 825863 -438132 -378235

H-Ca II lowast 3968000 39671277 970000 -270968 -230588

He I 4026000 40302915 870264 207639 172326

[S II] 4068600 40671338 613711 167254 136787

Fe II 4178862 41774009 188631 0157450 0123046

Hδ 4101740 41114917 365668 0608985 0489181

Hγ 4340471 43366045 920191 176589 128710

Hβ 4861300 48590737 156186 132648 538800

[O III] 4958900 49586538 303193 112192 394091

[ OIII] 5006840 50054878 217619 263052 856364

C-C lowast 5165000 51681416 204788 -181874 -0543207

Fe II 5197570 51986562 182212 770700 227194

Na-I(D) lowast 5892000 58881143 119381 -971280 -202980

[O I] 6300304 62998452 208984 297493 540325

[O I] 6363776 63638130 213094 886981 157329

[N II] 6548050 65467163 236476 372079 629095

Hα 6562819 65614551 236476 988640 172153

[N II] 6583460 65830864 236476 950283 194036

[S II] 6716440 67180718 184565 402939 743104

[S II] 6730810 67330210 184565 288223 514382lowast Lınea de absorcion

Cuadro 42 Lıneas identificadas en la Zona I de NGC6240

En la caracterizacion de las dos zonas sobresale una significativa emision de Hβ [OIII]5007A Hα y [NII] 6585A asociadas a la formacion estelar o actividad del nucleo galacticoTambien es posible observar la presencia de lıneas de emision de HeI [OI] en conjuntocon la serie de Balmer Ası mismo fue posible medir la lınea de emision [OII] en 3727Ajunto con las lıneas de H-Ca K-Ca

42 CARACTERIZACION 32 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3728815 37295811 139871 980735 752002

[Ne III] 3868760 38702319 202032 129640 988668

K-Ca II lowast 3933000 39331504 649803 -303453 -241752

H-Ca II lowast 3968000 39680195 689754 -287500 -234462

G-banda lowast 4301000 43048105 301566 -703450 -553622

Hγ 4340471 43404194 808685 104001 0771791

Hβ 4861300 48625376 157743 105704 477370

[O III] 4958900 49602510 204316 867190 374412

[O III] 5006840 50088350 156499 203541 858706

C-C lowast 5165000 51694761 221025 -478236 -186147

[O I] 6300304 62999092 223367 346819 593403

[O I] 6363776 63637612 260837 125170 209970

[N II] 6548050 65507192 180655 374786 791877

Hα 6562819 65663501 180655 788344 165570

[N II] 6583460 65867407 180655 101594 211693

[S II] 6716440 67188540 132432 320833 634206

[S II] 6730810 67328965 185795 414013 81368lowast Lınea de absorcion

Cuadro 43 Lıneas identificadas en la Zona IV de NGC6240

42 CARACTERIZACION 33 Marıa E Rojas A

CAPITULO 5

Espectroscopıa Sintetica

Ajustada la sintesis de poblacion estelar inherente al codigo Starlight se estudio la galaxiaNGC6240 y se obtuvieron propiedades fısicas tales como la composicion estelar a lo largode la historia de la formacion estelar de la galaxia bajo la biblioteca de Bruzual y Char-lot (2003) parametros cineticos como extincion por polvo AV y el vector de poblacionestelar en terminos de una fraccion de luz(xj) obtenidos con la interprestacion del porcen-taje de formacion estelar sintetica y las caracterısticas de las lıneas de absorcion obtenidas

51 Sıntesis espectral

Con el fin de encontrar la sintesis de la poblacion estelar de los dos nucleos del sistema encolision NGC6240 se ejecuto el codigo Starlight para las zonas en las que era posible vi-sualizar la regiones centrales de cada nucleo zonas I y IV Con estos espectros de entradase ejecutaron las combinaciones lineales de la base de Bruzual y Charlot (2003) para lasmetalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z individualmente con esto se identificaron laspoblaciones estelares que contribuıan en la reproduccion sintetica de cada zona Con baseen estos resultados parciales finalmente se construyo la base que mejor representa cadazona respectivamente Esta contiene 200 poblaciones estelares con edades entre 2 times 106

y 13times1010 anos resolucion de 3A en un rango de 3200A a 9500A con metalicidades de02Z 04Z 1Z y 25Z rutas evolutivas de Padova 1994 libreria STELIB y funcionmasa inicial de Chabrier (2003)

La busqueda del mejor ajuste entre el espectro de entrada y el espectro de salida se centroen disminuir al maximo el valor de la relacion [chi2Nleff ] la cual relaciona el valor delχ2 de cada valor de λ Otro valor que se tuvo en cuenta fue la desviacion media porcentual

34

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

de todos los pıxeles con relacion al espectro de entrada [adev( )] los mejores valores seregistraron en la tabla 51

Parametro Zona I Zona IV

[chi2Nleff ] 137545 113193

[adev( )] 638644 446156

Cuadro 51 Calidad del ajuste de Starlight

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

Figura 51 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral I de NGC6240 (trazo negro)

Los espectros de la formacion estelar logrados con este ajuste se muestran en las figuras51 y 52 en donde el trazo rojo representa la formacıon estelar asociada al espectro deentrada representado con el trazo negro de las zonas I y IV respectivamente

En estas figuras se puede observar una componente de absorcion sintetica por cada lıneade emision observada del espectro de entrada como es el caso de las lıneas en la longitudde onda de 3740A 3796A 3837A 3887A 3933A 3969A 4098A 4338A 4100A 4339A4860A 6548A las cuales corresponde a transiciones electronicas conocidas y definidas enel cuadro 11

51 SINTESIS ESPECTRAL 35 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

ObservadoSinteacutetico

Figura 52 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral IV de NGC6240 (trazo negro)

51 SINTESIS ESPECTRAL 36 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

52 Sustraccion espectral

Un vez definida la formacion estelar de cada una de la zonas espectrales se realizo unasustraccion de la formacion estelar asociada a cada zona con el fin de descontaminar elespectro de emision del nucleo activo filtrando ası un espectro de mejores caracterısticasel cual es posible observar en el trazo azul de las figuras 53 y 54

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 53 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral I de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral I de NGC6240 (negro)obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z(b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 37 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 54 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral VI de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral IV de NGC6240(negro) obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Zy 25Z (b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 38 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

53 Caracterizacion espectral

Cada uno de los espectros se caracterizo con la identificacion de todas las lıneas de emisionpresentes en ellas una vez realizada la sustraccion mediante un ajuste de tipo gaussianodefinido en un continuo aleatorio en el software LINER siendo posible obtener el centrode lınea el ancho total a la mitad de la altura (FWHM) y el flujo total visualizados enlas tablas 53 y 53 para las zonas I y IV respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259714 145056 273839 953139

H11 3770630 37686479 440904 425545 149716

H10 3797898 37960681 401993 326624 112110

H9 3835384 38334482 367421 376538 124836

[Ne III] 3868760 38685388 179806 168928 541474

K Ca-II lowast 3933000 39294148 131932 -206818 -623528

H Ca-II 3968000 39691155 446669 468596 135456

He I 4026000 40263750 264590 900988 244257

[S II] 4068600 40721025 240745 173767 446216

Hδ 4101740 40978579 169919 276703 688289

Hγ 4340471 43382275 130266 353231 612874

Hβ 4861300 48594336 151258 -677140 792772

[O III] 4958900 49571484 182238 -129678 227669

[O III] 5006840 50056445 189935 -360470 737521

Fe II 5197570 51990830 217043 -909013 291244

[O I] 6300304 62998164 236848 -365105 644235

[O I] 6363776 63634268 280102 -542065 239085

[NII] 6548050 65466426 250518 -330128 652055

Hα 6562819 65614375 250518 -114643 186725

[N II] 6583460 65836201 250518 -195511 214778

[S II] 6716440 67192485 222886 -472177 102774

[S II] 6730810 67358408 222886 -280570 502474lowast Lınea de absorcion

Cuadro 52 Lıneas de Emision Zona I de NGC6240

531 Clasificacion de NGC6240

Para clasificar a NGC6240 entre los tipos de nucleo activo descritos en la literatura seutilizo las razones de flujo para la ubicacion de este sistema en el diagrama BPT (Bald-win Phillips amp Terlevich 1981) descrito en Cid Fernandes et al (2010) como la mejorseparacion entre galaxias tipo Seyfert LINER y de formacion estelar fuerte mediante la

53 CARACTERIZACION ESPECTRAL 39 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[ O I] 3726032 37296033 143969 -221934 787713

[Ne III] 3868760 38706140 118089 -233171 399531

K Ca-II lowast 3933000 39330952 120923 341232 -383848

S II 4076349 40792864 693475 913706 854107

Hδ 4101742 41004019 936462 679737 301683

Fe II lowast 4303176 43052456 192020 -119689 -283858

Hγ 4340471 43394087 100879 155567 419237

Hβ 4861300 48617803 144197 -647377 680787

[O III] 4958900 49606152 172003 -194691 316305

[O III] 5006840 50090156 161854 -479744 914152

[O I] 6300304 63029087 178476 -155210 621454

[O I] 6363776 63667563 189027 334244 199334

[N II] 6548050 65512285 184697 -152528 896611

Hα 6562819 65665557 184697 -1004495E+06 173249

[N II ] 6583460 65869326 184697 711567 217207

[S II] 6716440 67182754 122346 -459232 516263

[S II] 6730810 67316655 212515 -152349 100130lowast Lınea de absorcion

Cuadro 53 Lıneas de Emision Zona IV de NGC6240

relacion de los flujos de las lıneas de emision de Hα Hβ [NII]λ6584 y [OIII]λ5007 enlog([NII]λ6584 Hα) y log([OIII]λ5007Hβ) que para el caso de la region VI es

log([NII]λ6584 Hα) =020

y

log([OIII]λ5007 Hβ) =-028

lo que ubica a NGC6240 en el diagrama BPT dentro de las galaxia tipo LINER en con-cordancia con el catalogo de Veron-Cetty de (2006)

54 Propiedades fısicas de NGC6240

Los parametros derivados del mejor modelo de la sıntesis permiten adicionalmente calcu-lar y encontrar algunas propiedades fısicas de la galaxia tabla 54 A partir de cada unode estos parametros fue posible asociar las siguientes propiedades

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 40 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Parametro Definicion Zona I Zona IV

[summinus of minus xj( )] Vector de poblacion estelar 9422336 9897032

[Miniminus tot] Fraccion de masa 846570E+02 706677E+03

[Mcor minus tot] Logaritmo de la masa estelar [M] 613714E+02 363687E+03

[v0minusmin(kms)] -11323 -13292

[vdminusmin(kms)] 4700 8439

[AV minusmin(mag)] Atenuacion del polvo [magnitud] -10000 -10000

Cuadro 54 Calidad del ajuste de Starlight

Zona OSP IPS YPS

I 0 176488 765745

IV 06582 355544 614753

Cuadro 55 Porcentaje de formacion estelar sintetica de NGC6240 poblacion estelar joven(YSPs) t le 0 1 Giga anos poblacion estelar con edad intermedia (ISP) 0 1 lt tISP le 2Giga anos la poblacion estelar con edad superior (OSP) 125 Giga ano Rodrıguez ZaurınJ et al (2008)

EdadLa interpretacion del termino [summinus of minus xj( )] vector poblacion xj discutido enla seccion 31 permitio clasificar la poblacion estelar sintetica en i poblacion estelarjoven (YSPs) con componentes estelares de edad t le 0 1 Giga ano ii poblacionestelar con edad intermedia (ISP) con componentes de edad entre 0 1 lt tISP le 2Giga ano y iii poblacion estelar con edad superior (OSP) con componentes de edadmayor que 12 5 Giga ano Rodrıguez Zaurın J et al (2008) Es entonces como alrealizar un tabulacion de este vector en la sıntesis de NGC6240 se puede concluirque mas del 60 de la poblacion estelar corresponde a poblacion estelar joven elporcentaje de cada componente segun la zona se especifica en la cuadro 55

MetalicidadEl porcentaje de las metalicidades empleadas para reproducir el sistema NGC6240fueron tabulados en el cuadro 56 Se puede concluir que existe una contribucion depoblacion estelar de tipo frıo K o M ya que la metalicidad de este tipo de poblacioneses aproximadamente cero mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para lazona IV pertenecen a poblaciones mas calientes de tipo espectral O y M

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 41 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Zona 02Z( ) 04Z( ) 1Z( ) 25Z( )

I 219 3618 5583 00002

IV 1289 4501 4105 0

Cuadro 56 Porcentaje de la metalicidad media en la sıntesis de NGC6240

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 42 Marıa E Rojas A

CAPITULO 6

Conclusiones

Del mapeo de la galaxia NGC 6240 se logro extraer un espectro de buenas caracte-rısticas correspondiente a las zonas I y IV las cuales responden a las zonas espacialesde los nucleos de la galaxia mientras que para las demas zonas es necesario aunrealizar algunas reducciones con mayor detalle para lograr ası eliminar el alto ruidopresente en los espectros

Sobre los espectros espacialmente definidos se realizo una extraccion que permitioidentificar las lıneas de emision y absorcion presente en la zonas I y IV

Con base en la combinacion de las bases de poblaciones estelares de Bruzual GCharlot S (2003) se construyo un espectro sintetico de buenas caracterısticas conla ejecucion de Spectral Synthesis Code -Starlight Cid Fernandes R (2005) en laszonas I y IV

Se realizo una sustraccion entre el espectro observado y el espectro sintetico a fin deeliminar la componente de absorcion asociada con la formacion estelar reproducidacon el espectro sintetico obtenido dando origen a una tabla de flujos reales de lıneasde emision que no habıan sido posible medir debido a la superposicion de las lıneasde absorcion asociadas a la actividad de formacion estelar de la galaxia huesped

La poblacion estelar presente en el espectro sintetico de NGC 6240 segun la literaturade Rodrıguez Zaurın J (2008) es una poblacion estelar joven con edades entret le 0 1 Giga ano con un porcentaje del 765745 en la zona I y 614753 enla zona IV La poblacion estelar con edad intermedia entre 0 1 lt tISP le 2 Gigaano presentan un porcentaje mas bajo del 176488 y 355544 en las zonas I yIV respectivamente Mientras que la poblacion estelar mayor de 125 Giga ano notienen asociado ningun porcentaje en la contribucion del espectro sintetico

43

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Existe una poca contribucion de poblacion estelar de tipo frıo K o M en NGC6240ya que la metalicidad de este tipo de poblaciones es aproximadamente cero en lasıntesis espectral mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para la zona IVpertenecen a poblaciones jovenes de tipo espectral O y M

44 Marıa E Rojas A

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45

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CAPITULO 7

Anexos

SSP Edad [anos] Z Mstar

bc2003-hr-m42-chab-ssp-032spec 000174e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-034spec 000191e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-051spec 000417e9 000400 09666

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Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

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bc2003-hr-m72-chab-ssp-116spec 010152e9 005000 07092

bc2003-hr-m72-chab-ssp-117spec 011391e9 005000 07039

bc2003-hr-m72-chab-ssp-118spec 012780e9 005000 06985

Continua en la pagina siguiente

56 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m72-chab-ssp-119spec 014340e9 005000 06930

bc2003-hr-m72-chab-ssp-120spec 016090e9 005000 06876

bc2003-hr-m72-chab-ssp-121spec 018053e9 005000 06823

bc2003-hr-m72-chab-ssp-122spec 020256e9 005000 06771

bc2003-hr-m72-chab-ssp-123spec 022727e9 005000 06720

bc2003-hr-m72-chab-ssp-124spec 025500e9 005000 06669

bc2003-hr-m72-chab-ssp-125spec 028612e9 005000 06618

bc2003-hr-m72-chab-ssp-126spec 032103e9 005000 06566

bc2003-hr-m72-chab-ssp-127spec 036020e9 005000 06514

bc2003-hr-m72-chab-ssp-128spec 040415e9 005000 06461

bc2003-hr-m72-chab-ssp-129spec 045347e9 005000 06410

bc2003-hr-m72-chab-ssp-130spec 050880e9 005000 06356

bc2003-hr-m72-chab-ssp-131spec 057088e9 005000 06302

bc2003-hr-m72-chab-ssp-132spec 064054e9 005000 06253

bc2003-hr-m72-chab-ssp-133spec 071870e9 005000 06196

bc2003-hr-m72-chab-ssp-134spec 080640e9 005000 06143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-135spec 090479e9 005000 06088

bc2003-hr-m72-chab-ssp-201spec 1500000e9 005000 04972

bc2003-hr-m72-chab-ssp-204spec 1575000e9 005000 04960

bc2003-hr-m72-chab-ssp-214spec 1825000e9 005000 04924

bc2003-hr-m72-chab-ssp-218spec 1925000e9 005000 04908

Cuadro 71 Base N

57 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

3416 3436 [Ne v] 34260

3718 3735 [O II] 37260

3720 3737 [O II] 37288

3796 3802 H10 37979

3833 3841 H90 38354

3862 3871 [Ne III] 38691

3882 3891 H8 HeI 38890

3961 3973 [Ne III] 39678

3961 3974 Hε 39701

4024 4030 He I 40262

4067 4070 [S II] 40686

4095 4107 Hδ 41017

4332 4346 Hγ 43405

4469 4475 He I 44715

4854 4868 Hβ 48613

4947 4968 [O III] 49589

4998 5019 [O III] 50068

5009 5022 He I 50157

5156 5164 [Fe VII] 51584

5193 5202 [N I] 51991

5267 5274 [Fe III] 52704

5868 5883 He I 58756

6296 6303 [O I] 63003

6303 6315 [S III] 63121

6355 6372 [O I] 63638

6538 6591 [N II] 65480

6547 6576 Hα 65628

6575 6591 [N II] 65835

6667 6681 He I 66782

6710 6743 [S II] 67164

6718 6743 [S II] 67308

7061 7072 He I 70652

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58 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

7125 7142 [Ar III] 71358

7315 7329 [O II] 73195

7320 7335 [O II] 73302

6845 6945 BC03 lowastlowast7165 7210 BC03 lowastlowast7550 7725 BC03 lowastlowast5880 5906 NaD 5890 lowast lowast lowast9059 9079 [S III] 90690

lowast Lınea de emision

lowastlowast Region en la problematica Bruzual y Charlot (2003)

lowast lowast lowast Absorcion del medio interestelar en 5896A

Cuadro 72 Mascara General desarrollada por NataliaVale Asari (2005) para Starlight

59 Marıa E Rojas A

  • Acroacutenimos
  • Introduccioacuten
  • Fundamentos de Espectroscopiacutea
    • Fundamentos
    • Espectros Astrofiacutesicos
    • Nuacutecleos Activos de Galaxias
      • Sistema NGC6240
      • Sistema NGC6240
      • Coacutedigo de Siacutentesis Espectral
        • Modelo Fiacutesico - Matemaacutetico
        • Modelo Computacional
        • Bases Espectrales
          • Construccioacuten de una Poblacioacuten Estelar Simple (SSPs)
          • Modelos de Poblaciones Estelares Simples
              • Extraccioacuten y Anaacutelisis de Espectros
                • Reduccioacuten
                • Caracterizacioacuten
                  • Espectroscopiacutea Sinteacutetica
                    • Siacutentesis espectral
                    • Sustraccioacuten espectral
                    • Caracterizacioacuten espectral
                      • Clasificacioacuten de NGC6240
                        • Propiedades fiacutesicas de NGC6240
                          • Conclusiones
                            • Bibliografiacutea
                              • Anexos
Page 22: Espectroscop a estelar sint etica, aplicaciones astrof sicas · con modelos estelares que siguen una l nea de tiempo, producidos por la combinacion de bibliotecas de evolucion estelar,

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ [A] Lınea λ [A]

[O II] 3726032 [O III] 4958900

He I 3820000 [O III] 5006840

[NeIII] 3868760 C-C 5165000

K Ca-II 3933000 Fe II 5197570

H Ca-II 3968000 [O I] 6300304

HeI 4026000 [O I] 6363776

[S II] 4068600 [N II] 6548050

Fe II 4178862 Hα 6562819

Hδ 4101740 [N II] 6583460

Hγ 4340471 [S II] 6716440

Hβ 4861300 [S II] 6730810

Cuadro 11 Lıneas de absorcion y emision reportadas en la literatura

13 Nucleos Activos de Galaxias

Las galaxias con un nucleo activo (AGNs por sus siglas en ingles) son aquellas galaxiasque contienen una fuente central muy compacta altamente luminosa y emisoras de uncontinuo de gran cantidad de energıa y la presencia de intensas lıneas de emision El mode-lo que mejor describe las caracterısticas observadas en los AGNs es el Modelo Unificadoen donde se plantea que cada AGN contiene un agujero negro supermasivo en la regıoncentral (M amp 109M) y un disco de acrecion fuente del intenso continuo radiado Masdistante existe una region a la cual se le asocia la emision de lıneas denominada region delıneas anchas (BLR con vFWHM gt 100Kms) y mas distante una region de lınea delgadas(NLR con vFWHM lt 100Kms) rodeando un toro oscurecedor

Existen diferentes tipos de AGNs debido al registro de emision entre los que sobresalen

Galaxias Seyfert Objetos que presentan un nucleo brillante con lıneas de emisionproducidas por atomos en un amplio rango de ionizacion Un analisis espectral per-mitio categorizar estos AGNs en dos tipos Seyfert tipo 1 en donde se observan lıneasde emision anchas y Seyfert tipo 2 en donde se observan lıneas de emision estrechasestas galaxias se identifican segun la orientacion de observacion

Quasars AGNs que debido a sus distancias se observan como objetos muy brillantescon halos difusos estas son galaxias tıpicas en los primeros estadıos del universoaunque se encuentren tambien en el universo local

13 NUCLEOS ACTIVOS DE GALAXIAS 12 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

F λ[1

0-14

cm-2s-

1 Å-1]

0

2

4

6

8

λ[Å]3500 4000 4500 5000 5500

NGC224

Figura 15 Galaxia normal NGC224 fuente NED

LINERs (del ingles Low-Ionization Nuclear Emission-line Region) estas galaxiasson de baja luminosidad y sus espectros se asemejan a una tıpica galaxia Seyfert 2

En la figura 16 se presenta un espectro caracterıstico de un nucleo activo en el se puedeobservar que el continuo no responde a la ley de cuerpo negro y que ademas la intensidadde las lıneas de emision es superior a la intensidad de las lıneas de absorcion

F λ[1

0-17

cm-2s-

1 Å-1]

0

500

1000

1500

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Mkr699

Figura 16 Galaxia con nucleo activo MRK 0699 fuente SDSS

En algunas galaxias con nucleos activos tambien es posible encontrar intensa formacionestelar en la vecindad del AGN o en los brazos de la estructura huesped Esta actividadde formacion incrementa la emision en el infrarojo de manera que tambien se puedenclasificar como

13 NUCLEOS ACTIVOS DE GALAXIAS 13 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

LIRGs Galaxias Luminosas en el Infrarrojo (por su siglas en ingles Luminous In-frared Galaxies) con luminosidades L sim 1011L

ULIRGs Galaxias Ultra Luminosas en el Infrarrojo (por su siglas en ingles UltraLuminous Infrared Galaxies) presentan luminosidades L gt 1012L

Starburst galaxias que presentan una tasa de formacion estelar muy alta en un cortoperiodo de tiempo de la galaxia

13 NUCLEOS ACTIVOS DE GALAXIAS 14 Marıa E Rojas A

CAPITULO 2

Sistema NGC6240

NGC6240 (IC4625 UGC10592 MCG00-43-004 VV617 Psk1650+024) es un par inte-ractuante entre una galaxia elıptica y una galaxia ultraluminosa (IRAS 16504 0228)Fosbury amp Wall (1979) con dos nucleos en la region central Fried amp Schulz H (1983)Se encuentra a una distancia de 98 Mpc con ascension recta en 16h 52m 589s y declina-cion +02 24

prime03

primeprime desplazandose con una velocidad promedio de 7339 km sminus1

La morfologıa del sistema presenta una alteracion debida a la interaccion sin embargoSchulz et al (1993) detecta por primera vez la presencia de dos nucleos en la region cen-tral que segun las imagenes en el rojo de Dopita M A et al (2002) presentan fuertescolas de marea asociadas a la fusion hecho que llevo a catalogarla como un sistema demorfologıa compleja Observaciones en el optico han establecido que la separacion entrelos dos nucleos es de aproximadamente 16

primeprime(08 kpc) (Scoville NZ et al 2000) en

sentido norte-sur siendo el nucleo sur el mas brillante mientras que observaciones enradio calculan una separacion de 14

primeprime (Carral Turner amp Ho 1990) con una velocidad

de dispersion entre ellos de 229 km s minus1 (Tecza et al 2000 Genzel et al 2001)

El sistema NGC6240 posee una metalicidad aproximada de una decima solar (Oliva ampOriglia 1998) y es una fuente infrarroja ultraluminosa en donde el 99 de la lumino-sidad es bolometrica en el infrarrojo (Wright et al 1984 Soifer et al 1984) con unaluminosidad aproximada de 3 5times 1011 L (Yun amp Carilli 2002) de donde se estima queen un 50 a 75 es proveniente de un starburst (Genzel et al 1998 Rigopoulou etal 1999 Laurent et al 2000 Lutz et al 2003) mientras que el restante 25 o 50 proviene de la luminosidad del nucleo activo (Komossa et al 2003 Iwasawa amp Comastri1998 Vignati et al 1999 Iwasawa 1999 Matt 1999) derivado de los analisis en rayos Xen la lınea de emision de FeK a 64 keV para ambos nucleos y en la emision del continuo

15

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

a 100 keV

Un analisis del espectro en el optico muestra una fuerte emision en la lınea de [O III]y una debil emision en la lınea [O II] en el nucleo sur que se contrasta con una debilemision en la lınea [O III] y una fuerte emision en la lınea de [O II] del nucleo norteBarbieri C et al (1993) El espectro de NGC 6240 se destaca ademas por la relacionentre la lıneas de emision del hidrogeno molecular y la emision de [Fe II] en 164 micras(Becklin et al 1984 Rieke et al 1985 DePoy et al 1986) siendo la emision de Hα masfuerte al noroeste de la galaxia en contraste con la emision en el rojo al norte y al oestedel sistema El continuo puede ser descrito por modelos de absorcion con una instensidadaproximada de 650 mJy (Van Driel Wet al (2000)) debida a la emision nuclear directa(Vignati et al 1999 Netzer et al 1998)

Los estudios en el optico muestran que la emision de Hα se puede ver afectadas por laabsorcion asociada a la formacion estelar este hecho se refleja en la clasificacion paraeste sistema dentro de la taxonomıa de las galaxias activas ya que que su espectro sepuede clasificar como el de una galaxia con una region nuclear emisora de baja ionizacion(LINER) o Seyfert 2 (Kewley et al 2001 Goldader et al 1997a 1997b Kim et al 1995Veilleux et al 1995)

Existen varios estudios espectroscopicos del infrarrojo (IR) en la literatura (Doyon et al1994 Lester et al 1994) que muestran diferencias en la naturaleza de la poblacion estelarse considera que la poblacion estelar joven es la dominante del sistema Oliva et al (1999)

Otros estudios reportan poca actividad de H2O (Braatz et al 1997) sin embargo se con-firma la presencia de un perfil de absorcion en OH Baan et al (1985 1992) en dondealrededor de la mitad del flujo se concentra en una gruesa estructura de disco ubicadaentre el IR y el radio con una velocidad de 800 km sminus1 y un ancho total de lınea de 1400km sminus1 que revelan la complejidad de la dinamica de gases en este sistema debida a lagran perdida de masa que se aproxima a 500 M anominus1

Las recientes observaciones de NGC6240 realizado por el Satelite Chandra permitieroninvestigar el difuso halo galactico gracias a la emision de rayos X blandos en una regionde 110 times 80 kpc donde el gas tiene una temperatura aproximada de 75 millones deKelvin con una densidad estimada de 25 times 10minus3cmminus3 una masa total de 1010M unaluminosidad de 4 times 1041erg sminus1 y una metalicidad menor a 0 1Z Un analisis espectralespacialmente resuelto revela variaciones en la emision en Hα lo que implica un enri-quecimiento uniforme por parte de las supernovas de tipo II La evidencia observacionalapunta al aumento de la formacion de estrellas dentro de una gran abundancia de gasEmanuele Nardiniet al (2013)

16 Marıa E Rojas A

CAPITULO 3

Codigo de Sıntesis Espectral

Los astronomos han desarrollado algunos metodos para obtener informacion sobre la com-posicion de las estrellas y galaxias Uno de ellos es el analisis e interpretacion de los estadoselectronicos de los iones atomos y moleculas de las atmosferas de las estrellas y medio in-terestelar pertenecientes a una galaxia los cuales son reproducidos matematicamente a finde obtener espectros integrados que reconstruyen el espectro sintetico de la galaxia Hoyse tienen dos escuelas que describen la llamada sıntesis de poblacion estelar Evolutiva ySemi-empirıca En la primera escuela la sıntesis se obtiene al reproducir un biblioteca deespectros a partir de condiciones fısicas hipoteticas como historia de formacion estelarevolucion quımica y funcion de masa inicial sin embargo hay incertidumbre sobre las con-diciones fısicas reales de cada biblioteca En la segunda escuela la sıntesis es el resultadode una combinacion lineal de espectros de estrellas yo aglomerados con incertidumbre enla capacidad de las bases estelares para reproducir las condiciones diversas de las galaxiasGomes (2005)

El Dr Roberto Cid Fernandes desarrollo en 2005 un codigo de sıntesis mediante el al-goritmo Metropolis-Markov llamado Starlight Spectral Synthesis Code -Starlight el cualcombina linealmente elementos de bases estelares construidas a partir de observaciones yelementos de bases de poblaciones estelares simples teoricas con edad metalicidad y masadesarrolladas por Bruzual amp Charlot (2003) En este capıtulo se presenta la configuracionde las propiedades fısicas matematicas y computacionales del codigo Starlight

17

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

31 Modelo Fısico - Matematico

En la sıntesis espectral el espectro de una galaxia se compone de una combinacion linealde espectros de poblaciones estelares dentro de un espacio finito ξN con N componentesy elementos Lj(λ) (j = 1 N) Cada Lj es un espectro que depende de la poblacionestelar en un intervalo de longitud de onda λ La ecuacion principal del modelo de sıntesisespectral es

M(λ) =Nsumj=1

xjLj(λ) (31)

donde xj es el coeficiente de expansion y M(λ) es el espectro modelado de salida Laecuacion 31 puede expresarse como

M(λ)

M(λ0)=

Nsumj=1

xj

(Lj(λ)

Lj(λ0)

) (32)

donde se introduce la condicion de normalizacionsumN

j=1 xj = 1 que se cumplira en lalongitud de onda λ0 Ademas es posible interpretar que

M(λ) es el espectro modelo de prueba que a diferencia del espectro observado O(λ)puede consistir de unicamente lıneas de absorcion y un continuo

λ0 es la longitud de onda normalizada M(λ0) y Lj(λ0) son los valores del modelo

y espectro de la poblacion estelar j en λ0 Para este caso se considera λ0 = 4020 A

xj es el flujo monocromatico de la componente j en λ0 en el espacio ξN con extincionAV Al conjunto minusrarrx equiv (x1 xN) se llama el vector de poblacion e indica en lapractica la fraccion de luz debido a cada elemento N Por lo general esto no sumael 100 de la contribucion de luz

Lj(λ) es la poblacion estelar j del espacio ξN que comprende un elemento de labase Cada uno corresponde a una caracterıstica astrofısica bien definida (edad (tj)

metalicidad (Zj)) asociada a Lj medida en unidades L Aminus1 M

Para hacer un analisis funcional con el objeto de encontrar las relaciones del coeficiente xjes necesario una interpretacion matematica de los dos primeros items y una interpretacionfısica de los dos ultimos ası

1 Producto Interno como las funciones del espacio ξN son analıticas es necesariogarantizar que estas cumplan una relacion de ortogonalidad y ortornormalidad enun intervalo [a b] con respecto a una funcion de peso ε(λ) es decir

(Lm(λ) Ln(λ)) =

int b

a

Lm(λ)times Ln(λ)times ε(λ)dλ = Cmnδmn

31 MODELO FISICO - MATEMATICO 18 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

donde δmn es el delta de Kronecker y Cmn es una constante entonces si δmn es 1para todos los m y n se dice que el conjunto es ortonormal Por tanto

Nsumj

xj = 1 (33)

2 Extincion no se tiene en cuenta en el modelo Se sabe que la luz al atravesarun medio interestelar de gas o polvo presenta fenomenos de absorcion o dispersioncausando el llamado enrojecimiento del espectro el cual debe ser previamente co-rregido

3 Dispersion de velocidad es un proceso fısico debido a la dinamica estelar y estarelacionado con el corrimiento Doppler Ası el efecto neto sera el ensanchamiento delas lıneas de absorcion en el espectro observado (Oλ) efecto que debe ser corregidopreviamente

Incorporando las anteriores consideraciones la ecuacion 32 para un modelo fısico resulta

M(λ)

M(λ0)=

Nsumj=1

xj

(Lj(λ)

Lj(λ0)

)r(λ)otimesG(v σ) (34)

donde

r(λ) equiv 10minus04(AλminusAλ0) es el termino de extincion Aλ es la extincion del polvo en la

longitud de onda λ y Aλ0 es el enrojecimiento en la longitud de onda normalizadaλ0 En este trabajo se asume que la curva de extincion es similar a la de nuestragalaxia por eso se utilizara la ley de extincion de Cardelli et al (1989) Ademas seasume que todas las componentes estelares es decir cada elemento de la base sufreel mismo enrojecimiento AV

G(v σ) es una distribucion gaussiana de velocidades centrada en v con amplitudde dispersion σ Los espectros de base (L1(λ) LN) son convoluıdos1 (sımbolootimes) con G(v σ) para tener el ancho de las lıneas de absorcion y emision de M(λ)debidos a la cinematica estelar

1La convolucion transforma un espectro F (λ) a un espectro I(λ) dado por

I(λ) =

int +infin

minusinfinF

(λprime =

λ

1 + vc

)G(v v σ)dv (35)

31 MODELO FISICO - MATEMATICO 19 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

32 Modelo Computacional

La herramienta computacional que permitio realizar los calculos con la ecuacion 34 seencuentra disponible en wwwstarlightufscbr El codigo realiza una descomposicion deun espectro observado O(λ) sobre una base de espectros de poblaciones estelares simplescomo una combinacion lineal encontrando el mejor ajuste de M(λ) con relacion a O(λ)El ajuste a O(λ) se realiza a traves de la tecnica derivada de la mecanica estadısticaconocida como Simulated Annealing utilizada para encontrar los parametros mınimosmediante el algoritmo Metropolis - cadenas de Markov

χ2 equiv χ2 (minusrarrx M(λ0) Av v σ)) =

λfsumλi

(O(λ)minusM(λ))2 ω(λ)2 (36)

donde ω(λ)2 = eminus1λ es la funcion de peso expresada como la mascaraerror en cada λ

siendo cero para las longitudes de onda con flujos falsos o lıneas enmascardas λi es la lon-gitud de onda inicial y λf la longitud final de la suma en la funcion de χ2 Cid Fernandeset al (2004)

El ajuste se realiza en cuatro etapas

1 Primeros ajustes (First Fits FF) Hace un amplio barrido del espacio de parametros

Programa de enfriamiento el algoritmo pasa a traves de la base N disminu-yendo la temperatura iniciando desde la mas caliente hasta un valor mınimode temperatura definido en el archivo de configuracion siguiendo la funcionde probabilidad de Boltzmann y utilizando el criterio Metropolis planteado enCid Fernandes et al (2004b)

Adaptacion de la funcion peso Ajusta el peso de forma dinamica segun laeficiencia de las temperaturas aceptadas Cid Fernandes et al (2004b)

Criterios de convergencia centralizado en el valor adimensional el cual dacuenta de la convergencia de las cadenas asociado a cada elemento de la baseGelman y Rubin et al (1992)

Parametros cinematicos se define un valor para v y σ que se mantiene cons-tante en todo el algoritmo Metropolis Cid Fernandes et al (2004b)

2 Correcciones (Clip amp Refit) permite comprobar el peso asignado a cada punto res-pecto al espectro de entrada estableciendo el NSIGMA de ajuste

3 Apropiacion (Burn-In) es considerada la ultima etapa de Starlight ya que tomatodas las cadenas de Markov construidas en el paso anterior que tengan mayorpeso para encontrar ası el mejor ajuste de un espectro de entrada respecto a cadacadena

32 MODELO COMPUTACIONAL 20 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

4 Ultimos ajustes (EX0) desecha los componentes irrelevantes de la base N y afina elajuste generando el archivo de salida

33 Bases Espectrales

Una base espectral utiliza poblaciones estelares simples (SSPs) representadas mediantecumulos de estrellas que nacen a partir de una misma nube de gas con composicion quı-mica homogenea a traves de una formacion estelar intensa y caracterizada por tener unaedad y metalicidad bien definida

Definir las componentes N de la base es de vital importancia para que los resultadostengan alguna conexion con la realidad por ejemplo si se desea identificar la edad delas componentes estelares de una galaxia es necesario que la base precise dentro de susparametros la edad o metalicidad de cada N

331 Construccion de una Poblacion Estelar Simple (SSPs)

El metodo para generar la base de poblaciones estelares contiene tres componentes prin-cipales

1 Observaciones reunidas en bibliotecas estelares de espectros Estas varıan segun latemperatura y la luminosidad de las estrellas de acuerdo con las regiones que sepueden establecer en el diagrama Hertzsprung-Russell (HR)

2 Modelos teoricos de trayectorias evolutivas Estas predicen como serıa la evolucionde las estrellas en un diagrama HR que aportan a la formalizacion de una poblacionestelar

3 Funcion de masa inicial (FMI) φ(m) Pondera el numero de estrellas de masa entrem y m + dm independiente del tiempo y normalizada como

intmφ(m)dm = 1

El espectro de una estrella de masa m que depende de la longitud de onda λ la metali-cidad Z y la edad tprime definido por I(λm t

prime Z) en luminosidades solares [L] y con untiempo de vida τ(m) se define como

I(λm tprime Z) =

f(λm t

prime Z) si tprime le τ(m)

0 si tprime gt τ(m)(37)

donde f es una funcion de λm tprime y Z

Ahora se define

Ψ(tprime) tasa de formacion estelar

33 BASES ESPECTRALES 21 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Z(tprime) ley de enriquecimiento quımico

si se tiene una nube de gas con formacion estelar donde despues de un tiempo de vidat se tienen varias estrellas de distintas masas con edad tprime se debe satisfacer la relaciontprime le t ya que las estrellas no pueden ser mayores que el sistema Sin embargo las estre-llas con edades tprime nacieron en un tiempo t minus tprime donde la tasa de formacion estelar y elenriquecimiento quımico son diferentes de las actuales

El numero de estrellas con edad entre tprime y tprime+dtprime y masas entre m y m+dm en un tiempot esta dada por

dN(t) = Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdtprime (38)

Si la metalicidad esta dada por Z(tminus tprime) la suma de los espectros de las estrellas de edadentre tprime y tprime + dtprime y de masas entre m y m+ dm en el tiempo t es

I total(λm tprime Z(tminus tprime)) = I(λm t

prime Z(tminus tprime))times dN(t)

I total(λm tprime Z(tminus tprime)) = I(λm t

prime Z(tminus tprime))Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdtprime (39)

El espectro total en el tiempo t teniendo en cuenta todas las estrellas con masas entre ellımite inferior de las masas estelares (Mupp) y el lımite superior de masas estelares (Mlow)es

I(λ t) =

int t

0

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(tminus tprime))Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdt

prime (310)

Esta es la ecuacion general para crear un espectro l(λ t) de poblaciones estelares sujetoa una tasa de formacion estelar y a un enriquecimiento quımico determinado Por tantopara formar una poblacion estelar simple con una metalicidad Z y una edad t bien definidasolamente es necesario establecer Ψ(tminus tprime) como

Ψ(tminus tprime) = C times δ(tminus tprime) (311)

donde C es una constante de dimensiones [C] equiv [M] y δ(t minus tprime) equiv [anominus1] Luego laecuacion 310 se reemplaza por

I(λ t) =

int t

0

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(tminus tprime))Cδ(tminus tprime)φ(m)dmdt

prime (312)

Por tanto el espectro con una metalicidad definida en un tiempo tprime = 0 es

I(λ t) = C

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(0))φ(m)dm (313)

Con una poblacion estelar simple es posible generar los elementos de la base a partir dela ecuacion 313 como

33 BASES ESPECTRALES 22 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

L(λ t Z(0)) =I(λ t)

C

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(0))φ(m)dm (314)

L(λ t Z(0)) puede ser llamado Lj(λ) cuando t = tj y Z(0) = Zj con unidades [Lminus1Mminus1

]Por lo tanto el termino Lj(λ) se puede expresar como

Lj(λ) asympsumi

I(mi tj Z(j))φ(mi)∆mi donde τ(mi) le tj (315)

indicando que para calcular Lj(λ) se suman los espectros individuales de estrellas de unabiblioteca estelar dada a lo largo de una edad tj y metalicidad Zj por una funcion de masainicial

332 Modelos de Poblaciones Estelares Simples

Los espectros de las estrellas Lj(λ) se agrupan en diferentes modelos de poblaciones es-telares simples (SSPs) difiriendo en el conjunto de bibliotecas estelares y requerimientosevolutivos pero todos utilizan la funcion de masa de Chabrier (2003)

Υ(logm) prop

exp[minus

(logm minus logmc)2

2σ2

] si m le 1M

mminus13 si m gt 1M

(316)

con mc = 0008 y σ = 0069 Esta funcion de masa indica la cantidad de estrellas en unintervalo logarıtmico de masa 2

Los modelos utilizados son

STELIB (Stellar Library) contiene 249 estrellas observadas entre 3200A - 9500A yresolucion espectral de 3A (Le Borgne et al 2003)

2 podemos reemplazar φ(m) con la condicion de normalizacionint Mupp

Mlow

mΥ(logm)d logm = 1 (317)

con d logm

dm= 1

m ln 10 = d logm

dm= log e

m tenemos

log e

int Mupp

Mlow

Υ(logm)dm =

int Mupp

Mlow

mφ(m)dm = 1 (318)

por tanto

φ(m) = log eΥ(logm)

m (319)

33 BASES ESPECTRALES 23 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Nombre Metalicidad [Z] Fuente

Padova 1994 0001ndash 010 Alongi et al (1993)

Bressan et al (1993)

Fagotto et al (1994a)

Fagotto et al (1994b)

Girardi et al (1996)

Padova 2000 00004 ndash003 Girardi et al (2000)

Geneva 002 Schaller et al (1992)

Charbonnel et al (1996)

Charbonnel et al (1999)

Cuadro 31 Trayectorias Evolutivas usadas en BC03 Fuente BC03

MILES (A Medium Resolution INT Library of Empirical Spectra) Contiene 985estrellas observadas entre 3200A - 7500A y resolucion media de 23A (Sanchez-Blazquez et al 2006)

Granada contiene 1654 espectros estelares compuestos con modelos de atmosferaestelar entre 3000A - 7000A y resolucion espectral de 03A (Martins et al 2005)

Bruzual amp Charlot (2003 BC03) Contiene 26 modelos de base con SSPs calculadosutilizando trayectoria evolutiva de Padova 1994 (Alongi et al 1993 Bressan et al1993 Fagotto et al 1994 Girardi et al 1996) cada base contiene 221 espectros dealta resolucion con edades desde t = 0 a t = 20 Giga anos en un rango de 3200A -9500A en unidades de LAminus1 Mminus1

13 de estas SSPS utilizan la FMI de Chabrier(2003) con Mlow = 01 M y Mupp = 100 M normalizados a una masa total de1M en las estrellas a la edad t = 0 las otras 13 SSPs son analogos Salpeter

Para este trabajo se adapto la base de poblaciones estelares simples de la biblioteca deBruzual e Charlot (2003 BC03) que se basa en trayectorias evolutivas y en bibliotecasde espectros estelares descritas en la tabla 31 32 y 33 La mayorıa de los resultadospublicados de Starlight usan este modelo por su amplia gama en edades y metalicidades

Para reproducir la formacion estelar de NGC6240 se utiliza una base que contiene 200SSPs con edades entre 2 times 106 y 13times1010 anos con resolucion de 3A en un rango de3200A a 9500A para las metalicidades de 02Z (m42) 04Z (m52) 1Z (m62) y 25Z(m72) con rutas evolutivas de Padova 1994 libreria STELIB 2003 y funcion masa inicialde Chabrier (2003) mostrados en el cuadro anexo 71 y visualizados en la figura 31 Ca-da una de las figuras representa una metalicidad de la base con sus respectivos 50 SSPscorrespondientes a diferentes edades En ellas es posible observar que los espectros se

33 BASES ESPECTRALES 24 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Nombre Tipo Intervalo de Resolucion Intervalo de Fuente

longitud de onda metalididad

BaSeL teorica 91 A a 160 micro m 300 105Z a 10Z Kurucz (1995 pc)

Bessel et al (1989)

Bessel et al (1991)

Fluks et al (1994)

Allard amp Hauschidt (1995)

Rauch (2002)

STELIB observacional 3200A a 9500A 2000 - 20 lt[FeH] lt050 Le Borgne et al (2003)

Pickles observacional 1205A a 25 micro m 500 Z Pickles (1998)

Fanelli et al (1992)

Cuadro 32 Bibliotecas de espectros estelares de BC03 Fuente BC03

Nombre Calibracion Fuente

BaSeL 10 teorica Lejeune et al (1997)

Lejeune et al (1998)

BaSeL 22 semi-empırica Lejeune et al (1997)

Lejeune et al (1998)

BaSeL 31 semi-empırica Westera (2000)

Padova 2000 00004 a 003 Westera et al (2002)

Cuadro 33 Diferentes calibraciones basadas BaSeL Fuente BC03

33 BASES ESPECTRALES 25 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

distribuyen desde la poblacion estelar de mayor temperatura en la parte superior hastalas mas frıas en la parte inferior cada espectro se encuentra calibrado por flujo y sonnormalizados a la unidad de masa solar (M)

Otra caracterıstica de la base BC03 es que no reproduce las lıneas de emision observadaspor lo tanto solo es posible reproducir las lıneas de absorcion debidas a la formacionestelar Es entonces donde el codigo requiere enmascarar o definir rangos de longitud deonda que correspondan a las lıneas de emision con el fin de aumentar la sensibilidaddel ajuste y encontrar ası la componente de absorcion que puede estar siendo opacadapor las lıneas de emision del mismo intervalo Para este trabajo se utiliza la mascarageneral dispuesta dentro del codigo adaptada en la tesis doctoral Natalia Vale Asari(2005) donde se enmascaran la lıneas de emision mas fuertes La mascara esta basada enlos trabajos de Gonzalez-Delgado et al (1995) Pastoriza et al(1993) Benjamin et al(1999) y Zhang et al (2005) y en regiones problematicas de la base de Bruzual y Charlot(2003) asociadas a efectos turbulentos entre 6845A - 6945A y entre 7550A - 7725A y laregion entre 7165A -7210A debida a errores sistematicos La mascara general detallada sepuede ver en la tabla anexa 72

33 BASES ESPECTRALES 26 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

02 Z∘

Log(L λ)[L ∘Å-

1 M∘-

1 ]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

04 Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

file=357911131415171921232527293133353639414345474951535557596163

(a) (b)Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

file=357911131517192123252729313335373941434547495153555759

25Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

y136y135y132y131y130y129y128y127y125y122y121y120y119y118y117y116y115y114y109y106y98y95y94y93y92y90y88y89y97y86y85y84y83y81y59y58y57y56y55y54x51y51y49x48y48y47y46y40y39

(c) (d)

Figura 31 Espectros de SSPs del modelo BC03 Bruzual amp Charlot 2003 para diferentesmetalicidades (a) 02Z (m42) (b) 04Z (m52) (c) 1Z(m62) (d) 25Z(m72) cadametalicidad contiene 50 SSPs con edades entre 2times 106 y 13times 1010 anos Resolucion de3A

33 BASES ESPECTRALES 27 Marıa E Rojas A

CAPITULO 4

Extraccion y Analisis de Espectros

El espectro original se obtuvo con el espectrografo ISIS del telescopio William Herschel de4 2m (WHT) instalado en la Palma (Canarias) utilizando las configuraciones R300B -CCD EEV 12 y R316R - CCD MARCONI2 para los brazos azul y rojo respectivamenteentre 3000A- 5000A y 5000A - 7800A con una escala de 149 segundos de arcomm alo largo de la hendidura El espectro fue cedido por la doctora Rosa Gomez Delgadodel Instituto de Astrofısica de Andalucia Los detalles de la observacion se encuentranregistrados en la tabla 41

Fecha Brazo CCD+gratting Slit PA Slit width (arcsec) texp[sec]

20050910 Red MARCONI2+R316R 88593063 1237020 900

20050909 Blue EEV12+R300B 88620857 1237020 900

Cuadro 41 Resumen de las observaciones espectroscopicas de NGC6240

41 Reduccion

En un espectro obtenido con una apertura donde no es posible identificar cual es lazona espacialmente localizada se hace necesario encontrar la orientacion espacial a fin deajustar la imagen espectral respecto a una imagen fotografica de orientacion conocida Estareorientacion fue realizada por Rosa Gomez Delgado y Mario A Higuera G con rutinas deIRAF (Image Reducction and Astronomical Facilities ver httpwwwirafcom) tomandocomo imagen fotografica de referencia la dispuesta en la base del Telescopio EspacialHubble (HST) ver httphubblesiteorggallery

28

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Figura 41 Reduccion espectral para el filtro Rojo separacion espacial fuente Mario AHiguera G

Un vez reorientado el espectro original se realizo una separacion de la cantidad de luzque paso a traves de la apertura del instrumento para los filtros rojo y azul a lo largodel rango espacial definido En la apertura espacial aparecen todas las fuentes de emisionpresentes en el momento del registro Al visualizarlas con la rutina apall de IRAF figura41 se separan las regiones de estudio

El analisis permito identificar y reducir seis zonas en total para cada filtro que al sersuperpuestas con la imagen fotografica espacial de NGC6240 se distiguieron ası zona Inucleo del sur zona II proximidad hacia el sur de la zona I zona III proximidad hacia elnorte del registro fotografico zona IV nucleo del norte zona V seccion intermedia entrelos dos nucleos y finalmente la zona VI estrella de calibracion

De todas las zonas se obtuvo un espectro para cada filtro estos fueron normalizados ypromediados con el fin de dar unicidad y ası permitir visualizar un espectro del visible enun rango entre 3200A y 7200A para todas las zonas Los espectros obtenidos se corrigieronpor Doppler (z = 0024480 NED ver httpnedipaccaltechedu) y exceso de colorasociado al polvo segun Cardelli et al (1989) en donde

E(BminusV ) = minus232 log

(Rint

Robs

)siendo Rint = 31 y Robs =HαHβ la relacion de flujos previamnete calibados de las lıneasHα y Hβ medidos por tecnica de separacion en LINER1

1LINER herramienta computacional del reporte interno de Richard W Pogge la cual utiliza una

41 REDUCCION 29 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Figura 42 Imagen fotografica del HST de NGC6240

Los espectros al final de la reduccion que se utilizaron para este trabajo se presentan enla figura 43

Al realizar el analisis de cada una de las zonas reducidas se encuentra que las zonas Iy IV presentan espectros asociados a nucleos activos las zonas II y III corresponden alas regiones adyacentes de estos nucleos que debido a su baja razon senal-ruido no serananalizadas en este trabajo la zona V corresponde a la zona intermedia debida a la fuertecomponente estelar presente en el espectro y finalmente la zona VI presenta un espectrocaracterıstico de una estrella identificada en la imagen fotografica que se utiliza comopatron de referencia figura 42

tecnica que define un continuo arbitrario sobre el cual es posible marcar el centro esperado de una lıneasobre un espectro esto permite adquirir los valores de λ centro de lınea FWHM ancho equivalente yflujo de las lıneas tanto de emision como de absorcion

41 REDUCCION 30 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

0

2eminus13

4eminus13

6eminus13

8eminus13

λ[Å]4000 5000 6000

Zona I

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

0

2eminus16

4eminus16

6eminus16

8eminus16

1eminus15

12eminus15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona II

(a) (b)

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

minus2eminus16

minus1eminus16

0

1eminus16

2eminus16

3eminus16

4eminus16

λ[Å]3000 4000 5000 6000 7000

Zona III

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

0

5eminus14

1eminus13

15eminus13

2eminus13

25eminus13

3eminus13

35eminus13

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona IV

(c) (d)

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

minus1eminus16

0

1eminus16

2eminus16

3eminus16

4eminus16

5eminus16

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona V

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

2eminus17

4eminus17

6eminus17

8eminus17

1eminus16

12eminus16

λ[Å]4000 5000 6000 7000

ZonaVI

(e) (f)

Figura 43 Espectros reducidos del visible para NGC6240 (a) Zona I (b) Zona II (c)Zona III (d) Zona IV (e) Zona V (f) Zona VI

41 REDUCCION 31 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

42 Caracterizacion

Los espectros de las zonas I y IV son caracterizados por los valores de λ centro de lıneaFWHM ancho equivalente y flujo de las lıneas de absorcion y emision los cuales se puedenobservar en las tablas 42 y 43 para cada zona respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259856 141934 121105 932365

He I lowast 3820000 38243220 240649 -368885 -331320

[Ne III] 3868760 38665283 196365 960760 849525

K-Ca II lowast 3933000 39298906 825863 -438132 -378235

H-Ca II lowast 3968000 39671277 970000 -270968 -230588

He I 4026000 40302915 870264 207639 172326

[S II] 4068600 40671338 613711 167254 136787

Fe II 4178862 41774009 188631 0157450 0123046

Hδ 4101740 41114917 365668 0608985 0489181

Hγ 4340471 43366045 920191 176589 128710

Hβ 4861300 48590737 156186 132648 538800

[O III] 4958900 49586538 303193 112192 394091

[ OIII] 5006840 50054878 217619 263052 856364

C-C lowast 5165000 51681416 204788 -181874 -0543207

Fe II 5197570 51986562 182212 770700 227194

Na-I(D) lowast 5892000 58881143 119381 -971280 -202980

[O I] 6300304 62998452 208984 297493 540325

[O I] 6363776 63638130 213094 886981 157329

[N II] 6548050 65467163 236476 372079 629095

Hα 6562819 65614551 236476 988640 172153

[N II] 6583460 65830864 236476 950283 194036

[S II] 6716440 67180718 184565 402939 743104

[S II] 6730810 67330210 184565 288223 514382lowast Lınea de absorcion

Cuadro 42 Lıneas identificadas en la Zona I de NGC6240

En la caracterizacion de las dos zonas sobresale una significativa emision de Hβ [OIII]5007A Hα y [NII] 6585A asociadas a la formacion estelar o actividad del nucleo galacticoTambien es posible observar la presencia de lıneas de emision de HeI [OI] en conjuntocon la serie de Balmer Ası mismo fue posible medir la lınea de emision [OII] en 3727Ajunto con las lıneas de H-Ca K-Ca

42 CARACTERIZACION 32 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3728815 37295811 139871 980735 752002

[Ne III] 3868760 38702319 202032 129640 988668

K-Ca II lowast 3933000 39331504 649803 -303453 -241752

H-Ca II lowast 3968000 39680195 689754 -287500 -234462

G-banda lowast 4301000 43048105 301566 -703450 -553622

Hγ 4340471 43404194 808685 104001 0771791

Hβ 4861300 48625376 157743 105704 477370

[O III] 4958900 49602510 204316 867190 374412

[O III] 5006840 50088350 156499 203541 858706

C-C lowast 5165000 51694761 221025 -478236 -186147

[O I] 6300304 62999092 223367 346819 593403

[O I] 6363776 63637612 260837 125170 209970

[N II] 6548050 65507192 180655 374786 791877

Hα 6562819 65663501 180655 788344 165570

[N II] 6583460 65867407 180655 101594 211693

[S II] 6716440 67188540 132432 320833 634206

[S II] 6730810 67328965 185795 414013 81368lowast Lınea de absorcion

Cuadro 43 Lıneas identificadas en la Zona IV de NGC6240

42 CARACTERIZACION 33 Marıa E Rojas A

CAPITULO 5

Espectroscopıa Sintetica

Ajustada la sintesis de poblacion estelar inherente al codigo Starlight se estudio la galaxiaNGC6240 y se obtuvieron propiedades fısicas tales como la composicion estelar a lo largode la historia de la formacion estelar de la galaxia bajo la biblioteca de Bruzual y Char-lot (2003) parametros cineticos como extincion por polvo AV y el vector de poblacionestelar en terminos de una fraccion de luz(xj) obtenidos con la interprestacion del porcen-taje de formacion estelar sintetica y las caracterısticas de las lıneas de absorcion obtenidas

51 Sıntesis espectral

Con el fin de encontrar la sintesis de la poblacion estelar de los dos nucleos del sistema encolision NGC6240 se ejecuto el codigo Starlight para las zonas en las que era posible vi-sualizar la regiones centrales de cada nucleo zonas I y IV Con estos espectros de entradase ejecutaron las combinaciones lineales de la base de Bruzual y Charlot (2003) para lasmetalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z individualmente con esto se identificaron laspoblaciones estelares que contribuıan en la reproduccion sintetica de cada zona Con baseen estos resultados parciales finalmente se construyo la base que mejor representa cadazona respectivamente Esta contiene 200 poblaciones estelares con edades entre 2 times 106

y 13times1010 anos resolucion de 3A en un rango de 3200A a 9500A con metalicidades de02Z 04Z 1Z y 25Z rutas evolutivas de Padova 1994 libreria STELIB y funcionmasa inicial de Chabrier (2003)

La busqueda del mejor ajuste entre el espectro de entrada y el espectro de salida se centroen disminuir al maximo el valor de la relacion [chi2Nleff ] la cual relaciona el valor delχ2 de cada valor de λ Otro valor que se tuvo en cuenta fue la desviacion media porcentual

34

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

de todos los pıxeles con relacion al espectro de entrada [adev( )] los mejores valores seregistraron en la tabla 51

Parametro Zona I Zona IV

[chi2Nleff ] 137545 113193

[adev( )] 638644 446156

Cuadro 51 Calidad del ajuste de Starlight

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

Figura 51 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral I de NGC6240 (trazo negro)

Los espectros de la formacion estelar logrados con este ajuste se muestran en las figuras51 y 52 en donde el trazo rojo representa la formacıon estelar asociada al espectro deentrada representado con el trazo negro de las zonas I y IV respectivamente

En estas figuras se puede observar una componente de absorcion sintetica por cada lıneade emision observada del espectro de entrada como es el caso de las lıneas en la longitudde onda de 3740A 3796A 3837A 3887A 3933A 3969A 4098A 4338A 4100A 4339A4860A 6548A las cuales corresponde a transiciones electronicas conocidas y definidas enel cuadro 11

51 SINTESIS ESPECTRAL 35 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

ObservadoSinteacutetico

Figura 52 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral IV de NGC6240 (trazo negro)

51 SINTESIS ESPECTRAL 36 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

52 Sustraccion espectral

Un vez definida la formacion estelar de cada una de la zonas espectrales se realizo unasustraccion de la formacion estelar asociada a cada zona con el fin de descontaminar elespectro de emision del nucleo activo filtrando ası un espectro de mejores caracterısticasel cual es posible observar en el trazo azul de las figuras 53 y 54

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 53 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral I de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral I de NGC6240 (negro)obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z(b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 37 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 54 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral VI de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral IV de NGC6240(negro) obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Zy 25Z (b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 38 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

53 Caracterizacion espectral

Cada uno de los espectros se caracterizo con la identificacion de todas las lıneas de emisionpresentes en ellas una vez realizada la sustraccion mediante un ajuste de tipo gaussianodefinido en un continuo aleatorio en el software LINER siendo posible obtener el centrode lınea el ancho total a la mitad de la altura (FWHM) y el flujo total visualizados enlas tablas 53 y 53 para las zonas I y IV respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259714 145056 273839 953139

H11 3770630 37686479 440904 425545 149716

H10 3797898 37960681 401993 326624 112110

H9 3835384 38334482 367421 376538 124836

[Ne III] 3868760 38685388 179806 168928 541474

K Ca-II lowast 3933000 39294148 131932 -206818 -623528

H Ca-II 3968000 39691155 446669 468596 135456

He I 4026000 40263750 264590 900988 244257

[S II] 4068600 40721025 240745 173767 446216

Hδ 4101740 40978579 169919 276703 688289

Hγ 4340471 43382275 130266 353231 612874

Hβ 4861300 48594336 151258 -677140 792772

[O III] 4958900 49571484 182238 -129678 227669

[O III] 5006840 50056445 189935 -360470 737521

Fe II 5197570 51990830 217043 -909013 291244

[O I] 6300304 62998164 236848 -365105 644235

[O I] 6363776 63634268 280102 -542065 239085

[NII] 6548050 65466426 250518 -330128 652055

Hα 6562819 65614375 250518 -114643 186725

[N II] 6583460 65836201 250518 -195511 214778

[S II] 6716440 67192485 222886 -472177 102774

[S II] 6730810 67358408 222886 -280570 502474lowast Lınea de absorcion

Cuadro 52 Lıneas de Emision Zona I de NGC6240

531 Clasificacion de NGC6240

Para clasificar a NGC6240 entre los tipos de nucleo activo descritos en la literatura seutilizo las razones de flujo para la ubicacion de este sistema en el diagrama BPT (Bald-win Phillips amp Terlevich 1981) descrito en Cid Fernandes et al (2010) como la mejorseparacion entre galaxias tipo Seyfert LINER y de formacion estelar fuerte mediante la

53 CARACTERIZACION ESPECTRAL 39 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[ O I] 3726032 37296033 143969 -221934 787713

[Ne III] 3868760 38706140 118089 -233171 399531

K Ca-II lowast 3933000 39330952 120923 341232 -383848

S II 4076349 40792864 693475 913706 854107

Hδ 4101742 41004019 936462 679737 301683

Fe II lowast 4303176 43052456 192020 -119689 -283858

Hγ 4340471 43394087 100879 155567 419237

Hβ 4861300 48617803 144197 -647377 680787

[O III] 4958900 49606152 172003 -194691 316305

[O III] 5006840 50090156 161854 -479744 914152

[O I] 6300304 63029087 178476 -155210 621454

[O I] 6363776 63667563 189027 334244 199334

[N II] 6548050 65512285 184697 -152528 896611

Hα 6562819 65665557 184697 -1004495E+06 173249

[N II ] 6583460 65869326 184697 711567 217207

[S II] 6716440 67182754 122346 -459232 516263

[S II] 6730810 67316655 212515 -152349 100130lowast Lınea de absorcion

Cuadro 53 Lıneas de Emision Zona IV de NGC6240

relacion de los flujos de las lıneas de emision de Hα Hβ [NII]λ6584 y [OIII]λ5007 enlog([NII]λ6584 Hα) y log([OIII]λ5007Hβ) que para el caso de la region VI es

log([NII]λ6584 Hα) =020

y

log([OIII]λ5007 Hβ) =-028

lo que ubica a NGC6240 en el diagrama BPT dentro de las galaxia tipo LINER en con-cordancia con el catalogo de Veron-Cetty de (2006)

54 Propiedades fısicas de NGC6240

Los parametros derivados del mejor modelo de la sıntesis permiten adicionalmente calcu-lar y encontrar algunas propiedades fısicas de la galaxia tabla 54 A partir de cada unode estos parametros fue posible asociar las siguientes propiedades

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 40 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Parametro Definicion Zona I Zona IV

[summinus of minus xj( )] Vector de poblacion estelar 9422336 9897032

[Miniminus tot] Fraccion de masa 846570E+02 706677E+03

[Mcor minus tot] Logaritmo de la masa estelar [M] 613714E+02 363687E+03

[v0minusmin(kms)] -11323 -13292

[vdminusmin(kms)] 4700 8439

[AV minusmin(mag)] Atenuacion del polvo [magnitud] -10000 -10000

Cuadro 54 Calidad del ajuste de Starlight

Zona OSP IPS YPS

I 0 176488 765745

IV 06582 355544 614753

Cuadro 55 Porcentaje de formacion estelar sintetica de NGC6240 poblacion estelar joven(YSPs) t le 0 1 Giga anos poblacion estelar con edad intermedia (ISP) 0 1 lt tISP le 2Giga anos la poblacion estelar con edad superior (OSP) 125 Giga ano Rodrıguez ZaurınJ et al (2008)

EdadLa interpretacion del termino [summinus of minus xj( )] vector poblacion xj discutido enla seccion 31 permitio clasificar la poblacion estelar sintetica en i poblacion estelarjoven (YSPs) con componentes estelares de edad t le 0 1 Giga ano ii poblacionestelar con edad intermedia (ISP) con componentes de edad entre 0 1 lt tISP le 2Giga ano y iii poblacion estelar con edad superior (OSP) con componentes de edadmayor que 12 5 Giga ano Rodrıguez Zaurın J et al (2008) Es entonces como alrealizar un tabulacion de este vector en la sıntesis de NGC6240 se puede concluirque mas del 60 de la poblacion estelar corresponde a poblacion estelar joven elporcentaje de cada componente segun la zona se especifica en la cuadro 55

MetalicidadEl porcentaje de las metalicidades empleadas para reproducir el sistema NGC6240fueron tabulados en el cuadro 56 Se puede concluir que existe una contribucion depoblacion estelar de tipo frıo K o M ya que la metalicidad de este tipo de poblacioneses aproximadamente cero mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para lazona IV pertenecen a poblaciones mas calientes de tipo espectral O y M

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 41 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Zona 02Z( ) 04Z( ) 1Z( ) 25Z( )

I 219 3618 5583 00002

IV 1289 4501 4105 0

Cuadro 56 Porcentaje de la metalicidad media en la sıntesis de NGC6240

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 42 Marıa E Rojas A

CAPITULO 6

Conclusiones

Del mapeo de la galaxia NGC 6240 se logro extraer un espectro de buenas caracte-rısticas correspondiente a las zonas I y IV las cuales responden a las zonas espacialesde los nucleos de la galaxia mientras que para las demas zonas es necesario aunrealizar algunas reducciones con mayor detalle para lograr ası eliminar el alto ruidopresente en los espectros

Sobre los espectros espacialmente definidos se realizo una extraccion que permitioidentificar las lıneas de emision y absorcion presente en la zonas I y IV

Con base en la combinacion de las bases de poblaciones estelares de Bruzual GCharlot S (2003) se construyo un espectro sintetico de buenas caracterısticas conla ejecucion de Spectral Synthesis Code -Starlight Cid Fernandes R (2005) en laszonas I y IV

Se realizo una sustraccion entre el espectro observado y el espectro sintetico a fin deeliminar la componente de absorcion asociada con la formacion estelar reproducidacon el espectro sintetico obtenido dando origen a una tabla de flujos reales de lıneasde emision que no habıan sido posible medir debido a la superposicion de las lıneasde absorcion asociadas a la actividad de formacion estelar de la galaxia huesped

La poblacion estelar presente en el espectro sintetico de NGC 6240 segun la literaturade Rodrıguez Zaurın J (2008) es una poblacion estelar joven con edades entret le 0 1 Giga ano con un porcentaje del 765745 en la zona I y 614753 enla zona IV La poblacion estelar con edad intermedia entre 0 1 lt tISP le 2 Gigaano presentan un porcentaje mas bajo del 176488 y 355544 en las zonas I yIV respectivamente Mientras que la poblacion estelar mayor de 125 Giga ano notienen asociado ningun porcentaje en la contribucion del espectro sintetico

43

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Existe una poca contribucion de poblacion estelar de tipo frıo K o M en NGC6240ya que la metalicidad de este tipo de poblaciones es aproximadamente cero en lasıntesis espectral mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para la zona IVpertenecen a poblaciones jovenes de tipo espectral O y M

44 Marıa E Rojas A

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BIBLIOGRAFIA 50 Marıa E Rojas A

CAPITULO 7

Anexos

SSP Edad [anos] Z Mstar

bc2003-hr-m42-chab-ssp-032spec 000174e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-034spec 000191e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-051spec 000417e9 000400 09666

bc2003-hr-m42-chab-ssp-052spec 000437e9 000400 09622

bc2003-hr-m42-chab-ssp-053spec 000457e9 000400 09579

bc2003-hr-m42-chab-ssp-054spec 000479e9 000400 09534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-055spec 000501e9 000400 09488

bc2003-hr-m42-chab-ssp-070spec 001000e9 000400 08862

bc2003-hr-m42-chab-ssp-073spec 001148e9 000400 08752

bc2003-hr-m42-chab-ssp-074spec 001202e9 000400 08716

bc2003-hr-m42-chab-ssp-075spec 001259e9 000400 08680

bc2003-hr-m42-chab-ssp-076spec 001318e9 000400 08644

bc2003-hr-m42-chab-ssp-077spec 001380e9 000400 08608

bc2003-hr-m42-chab-ssp-078spec 001445e9 000400 08571

bc2003-hr-m42-chab-ssp-079spec 001514e9 000400 08534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-080spec 001585e9 000400 08501

bc2003-hr-m42-chab-ssp-081spec 001660e9 000400 08469

bc2003-hr-m42-chab-ssp-082spec 001738e9 000400 08436

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51

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m42-chab-ssp-084spec 001905e9 000400 08369

bc2003-hr-m42-chab-ssp-087spec 002188e9 000400 08269

bc2003-hr-m42-chab-ssp-088spec 002291e9 000400 08237

bc2003-hr-m42-chab-ssp-112spec 006405e9 000400 07525

bc2003-hr-m42-chab-ssp-113spec 007187e9 000400 07446

bc2003-hr-m42-chab-ssp-114spec 008064e9 000400 07366

bc2003-hr-m42-chab-ssp-115spec 009048e9 000400 07287

bc2003-hr-m42-chab-ssp-116spec 010152e9 000400 07207

bc2003-hr-m42-chab-ssp-117spec 011391e9 000400 07130

bc2003-hr-m42-chab-ssp-118spec 012780e9 000400 07064

bc2003-hr-m42-chab-ssp-119spec 014340e9 000400 06997

bc2003-hr-m42-chab-ssp-120spec 016090e9 000400 06930

bc2003-hr-m42-chab-ssp-121spec 018053e9 000400 06863

bc2003-hr-m42-chab-ssp-122spec 020256e9 000400 06800

bc2003-hr-m42-chab-ssp-123spec 022727e9 000400 06738

bc2003-hr-m42-chab-ssp-124spec 025500e9 000400 06676

bc2003-hr-m42-chab-ssp-125spec 028612e9 000400 06613

bc2003-hr-m42-chab-ssp-126spec 032103e9 000400 06550

bc2003-hr-m42-chab-ssp-127spec 036020e9 000400 06486

bc2003-hr-m42-chab-ssp-128spec 040415e9 000400 06427

bc2003-hr-m42-chab-ssp-129spec 045347e9 000400 06370

bc2003-hr-m42-chab-ssp-130spec 050880e9 000400 06313

bc2003-hr-m42-chab-ssp-131spec 057088e9 000400 06256

bc2003-hr-m42-chab-ssp-132spec 064054e9 000400 06197

bc2003-hr-m42-chab-ssp-133spec 071870e9 000400 06140

bc2003-hr-m42-chab-ssp-134spec 080640e9 000400 06082

bc2003-hr-m42-chab-ssp-135spec 090479e9 000400 06024

bc2003-hr-m42-chab-ssp-201spec 1500000e9 000400 04919

bc2003-hr-m42-chab-ssp-204spec 1575000e9 000400 04915

bc2003-hr-m42-chab-ssp-214spec 1825000e9 000400 04875

bc2003-hr-m42-chab-ssp-218spec 1925000e9 000400 04872

bc2003-hr-m52-chab-ssp-031spec 000166e9 000800 10000

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52 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-032spec 000174e9 000800 10000

bc2003-hr-m52-chab-ssp-034spec 000191e9 000800 10000

bc2003-hr-m52-chab-ssp-051spec 000417e9 000800 09645

bc2003-hr-m52-chab-ssp-052spec 000437e9 000800 09599

bc2003-hr-m52-chab-ssp-054spec 000479e9 000800 09496

bc2003-hr-m52-chab-ssp-055spec 000501e9 000800 09443

bc2003-hr-m52-chab-ssp-070spec 001000e9 000800 08827

bc2003-hr-m52-chab-ssp-073spec 001148e9 000800 08725

bc2003-hr-m52-chab-ssp-074spec 001202e9 000800 08691

bc2003-hr-m52-chab-ssp-075spec 001259e9 000800 08657

bc2003-hr-m52-chab-ssp-076spec 001318e9 000800 08622

bc2003-hr-m52-chab-ssp-077spec 001380e9 000800 08587

bc2003-hr-m52-chab-ssp-078spec 001445e9 000800 08552

bc2003-hr-m52-chab-ssp-079spec 001514e9 000800 08517

bc2003-hr-m52-chab-ssp-080spec 001585e9 000800 08485

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bc2003-hr-m52-chab-ssp-082spec 001738e9 000800 08420

bc2003-hr-m52-chab-ssp-083spec 001820e9 000800 08387

bc2003-hr-m52-chab-ssp-084spec 001905e9 000800 08354

bc2003-hr-m52-chab-ssp-087spec 002188e9 000800 08256

bc2003-hr-m52-chab-ssp-088spec 002291e9 000800 08226

bc2003-hr-m52-chab-ssp-112spec 006405e9 000800 07527

bc2003-hr-m52-chab-ssp-113spec 007187e9 000800 07451

bc2003-hr-m52-chab-ssp-114spec 008064e9 000800 07376

bc2003-hr-m52-chab-ssp-115spec 009048e9 000800 07301

bc2003-hr-m52-chab-ssp-116spec 010152e9 000800 07226

bc2003-hr-m52-chab-ssp-117spec 011391e9 000800 07150

bc2003-hr-m52-chab-ssp-118spec 012780e9 000800 07088

bc2003-hr-m52-chab-ssp-119spec 014340e9 000800 07026

bc2003-hr-m52-chab-ssp-120spec 016090e9 000800 06963

bc2003-hr-m52-chab-ssp-121spec 018053e9 000800 06900

bc2003-hr-m52-chab-ssp-122spec 020256e9 000800 06838

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53 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-123spec 022727e9 000800 06781

bc2003-hr-m52-chab-ssp-124spec 025500e9 000800 06723

bc2003-hr-m52-chab-ssp-125spec 028612e9 000800 06665

bc2003-hr-m52-chab-ssp-126spec 032103e9 000800 06607

bc2003-hr-m52-chab-ssp-127spec 036020e9 000800 06548

bc2003-hr-m52-chab-ssp-128spec 040415e9 000800 06490

bc2003-hr-m52-chab-ssp-129spec 045347e9 000800 06434

bc2003-hr-m52-chab-ssp-130spec 050880e9 000800 06377

bc2003-hr-m52-chab-ssp-131spec 057088e9 000800 06318

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bc2003-hr-m52-chab-ssp-133spec 071870e9 000800 06205

bc2003-hr-m52-chab-ssp-134spec 080640e9 000800 06145

bc2003-hr-m52-chab-ssp-135spec 090479e9 000800 06086

bc2003-hr-m52-chab-ssp-201spec 1500000e9 000800 04936

bc2003-hr-m52-chab-ssp-204spec 1575000e9 000800 04935

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bc2003-hr-m52-chab-ssp-218spec 1925000e9 000800 04882

bc2003-hr-m62-chab-ssp-031spec 000166e9 002000 10000

bc2003-hr-m62-chab-ssp-032spec 000174e9 002000 10000

bc2003-hr-m62-chab-ssp-034spec 000191e9 002000 09996

bc2003-hr-m62-chab-ssp-051spec 000417e9 002000 09535

bc2003-hr-m62-chab-ssp-052spec 000437e9 002000 09482

bc2003-hr-m62-chab-ssp-054spec 000479e9 002000 09384

bc2003-hr-m62-chab-ssp-055spec 000501e9 002000 09342

bc2003-hr-m62-chab-ssp-070spec 001000e9 002000 08751

bc2003-hr-m62-chab-ssp-071spec 001047e9 002000 08716

bc2003-hr-m62-chab-ssp-072spec 001096e9 002000 08680

bc2003-hr-m62-chab-ssp-073spec 001148e9 002000 08644

bc2003-hr-m62-chab-ssp-074spec 001202e9 002000 08608

bc2003-hr-m62-chab-ssp-075spec 001259e9 002000 08572

bc2003-hr-m62-chab-ssp-076spec 001318e9 002000 08535

bc2003-hr-m62-chab-ssp-077spec 001380e9 002000 08503

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54 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-078spec 001445e9 002000 08472

bc2003-hr-m62-chab-ssp-079spec 001514e9 002000 08440

bc2003-hr-m62-chab-ssp-081spec 001660e9 002000 08375

bc2003-hr-m62-chab-ssp-082spec 001738e9 002000 08342

bc2003-hr-m62-chab-ssp-084spec 001905e9 002000 08276

bc2003-hr-m62-chab-ssp-087spec 002188e9 002000 08189

bc2003-hr-m62-chab-ssp-088spec 002291e9 002000 08159

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bc2003-hr-m62-chab-ssp-116spec 010152e9 002000 07221

bc2003-hr-m62-chab-ssp-117spec 011391e9 002000 07150

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bc2003-hr-m62-chab-ssp-129spec 045347e9 002000 06484

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bc2003-hr-m62-chab-ssp-134spec 080640e9 002000 06209

bc2003-hr-m62-chab-ssp-135spec 090479e9 002000 06152

bc2003-hr-m62-chab-ssp-201spec 1500000e9 002000 04999

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55 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-204spec 1575000e9 002000 04991

bc2003-hr-m62-chab-ssp-214spec 1825000e9 002000 04946

bc2003-hr-m62-chab-ssp-218spec 1925000e9 002000 04941

bc2003-hr-m72-chab-ssp-031spec 000166e9 005000 09918

bc2003-hr-m72-chab-ssp-032spec 000174e9 005000 09933

bc2003-hr-m72-chab-ssp-034spec 000191e9 005000 09890

bc2003-hr-m72-chab-ssp-051spec 000417e9 005000 09299

bc2003-hr-m72-chab-ssp-052spec 000437e9 005000 09260

bc2003-hr-m72-chab-ssp-054spec 000479e9 005000 09186

bc2003-hr-m72-chab-ssp-055spec 000501e9 005000 09147

bc2003-hr-m72-chab-ssp-070spec 001000e9 005000 08524

bc2003-hr-m72-chab-ssp-071spec 001047e9 005000 08491

bc2003-hr-m72-chab-ssp-072spec 001096e9 005000 08459

bc2003-hr-m72-chab-ssp-073spec 001148e9 005000 08427

bc2003-hr-m72-chab-ssp-074spec 001202e9 005000 08393

bc2003-hr-m72-chab-ssp-075spec 001259e9 005000 08360

bc2003-hr-m72-chab-ssp-076spec 001318e9 005000 08326

bc2003-hr-m72-chab-ssp-077spec 001380e9 005000 08292

bc2003-hr-m72-chab-ssp-078spec 001445e9 005000 08262

bc2003-hr-m72-chab-ssp-079spec 001514e9 005000 08233

bc2003-hr-m72-chab-ssp-081spec 001660e9 005000 08174

bc2003-hr-m72-chab-ssp-082spec 001738e9 005000 08143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-084spec 001905e9 005000 08081

bc2003-hr-m72-chab-ssp-087spec 002188e9 005000 07990

bc2003-hr-m72-chab-ssp-088spec 002291e9 005000 07958

bc2003-hr-m72-chab-ssp-112spec 006405e9 005000 07345

bc2003-hr-m72-chab-ssp-113spec 007187e9 005000 07278

bc2003-hr-m72-chab-ssp-114spec 008064e9 005000 07211

bc2003-hr-m72-chab-ssp-115spec 009048e9 005000 07144

bc2003-hr-m72-chab-ssp-116spec 010152e9 005000 07092

bc2003-hr-m72-chab-ssp-117spec 011391e9 005000 07039

bc2003-hr-m72-chab-ssp-118spec 012780e9 005000 06985

Continua en la pagina siguiente

56 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m72-chab-ssp-119spec 014340e9 005000 06930

bc2003-hr-m72-chab-ssp-120spec 016090e9 005000 06876

bc2003-hr-m72-chab-ssp-121spec 018053e9 005000 06823

bc2003-hr-m72-chab-ssp-122spec 020256e9 005000 06771

bc2003-hr-m72-chab-ssp-123spec 022727e9 005000 06720

bc2003-hr-m72-chab-ssp-124spec 025500e9 005000 06669

bc2003-hr-m72-chab-ssp-125spec 028612e9 005000 06618

bc2003-hr-m72-chab-ssp-126spec 032103e9 005000 06566

bc2003-hr-m72-chab-ssp-127spec 036020e9 005000 06514

bc2003-hr-m72-chab-ssp-128spec 040415e9 005000 06461

bc2003-hr-m72-chab-ssp-129spec 045347e9 005000 06410

bc2003-hr-m72-chab-ssp-130spec 050880e9 005000 06356

bc2003-hr-m72-chab-ssp-131spec 057088e9 005000 06302

bc2003-hr-m72-chab-ssp-132spec 064054e9 005000 06253

bc2003-hr-m72-chab-ssp-133spec 071870e9 005000 06196

bc2003-hr-m72-chab-ssp-134spec 080640e9 005000 06143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-135spec 090479e9 005000 06088

bc2003-hr-m72-chab-ssp-201spec 1500000e9 005000 04972

bc2003-hr-m72-chab-ssp-204spec 1575000e9 005000 04960

bc2003-hr-m72-chab-ssp-214spec 1825000e9 005000 04924

bc2003-hr-m72-chab-ssp-218spec 1925000e9 005000 04908

Cuadro 71 Base N

57 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

3416 3436 [Ne v] 34260

3718 3735 [O II] 37260

3720 3737 [O II] 37288

3796 3802 H10 37979

3833 3841 H90 38354

3862 3871 [Ne III] 38691

3882 3891 H8 HeI 38890

3961 3973 [Ne III] 39678

3961 3974 Hε 39701

4024 4030 He I 40262

4067 4070 [S II] 40686

4095 4107 Hδ 41017

4332 4346 Hγ 43405

4469 4475 He I 44715

4854 4868 Hβ 48613

4947 4968 [O III] 49589

4998 5019 [O III] 50068

5009 5022 He I 50157

5156 5164 [Fe VII] 51584

5193 5202 [N I] 51991

5267 5274 [Fe III] 52704

5868 5883 He I 58756

6296 6303 [O I] 63003

6303 6315 [S III] 63121

6355 6372 [O I] 63638

6538 6591 [N II] 65480

6547 6576 Hα 65628

6575 6591 [N II] 65835

6667 6681 He I 66782

6710 6743 [S II] 67164

6718 6743 [S II] 67308

7061 7072 He I 70652

Continua en la pagina siguiente

58 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

7125 7142 [Ar III] 71358

7315 7329 [O II] 73195

7320 7335 [O II] 73302

6845 6945 BC03 lowastlowast7165 7210 BC03 lowastlowast7550 7725 BC03 lowastlowast5880 5906 NaD 5890 lowast lowast lowast9059 9079 [S III] 90690

lowast Lınea de emision

lowastlowast Region en la problematica Bruzual y Charlot (2003)

lowast lowast lowast Absorcion del medio interestelar en 5896A

Cuadro 72 Mascara General desarrollada por NataliaVale Asari (2005) para Starlight

59 Marıa E Rojas A

  • Acroacutenimos
  • Introduccioacuten
  • Fundamentos de Espectroscopiacutea
    • Fundamentos
    • Espectros Astrofiacutesicos
    • Nuacutecleos Activos de Galaxias
      • Sistema NGC6240
      • Sistema NGC6240
      • Coacutedigo de Siacutentesis Espectral
        • Modelo Fiacutesico - Matemaacutetico
        • Modelo Computacional
        • Bases Espectrales
          • Construccioacuten de una Poblacioacuten Estelar Simple (SSPs)
          • Modelos de Poblaciones Estelares Simples
              • Extraccioacuten y Anaacutelisis de Espectros
                • Reduccioacuten
                • Caracterizacioacuten
                  • Espectroscopiacutea Sinteacutetica
                    • Siacutentesis espectral
                    • Sustraccioacuten espectral
                    • Caracterizacioacuten espectral
                      • Clasificacioacuten de NGC6240
                        • Propiedades fiacutesicas de NGC6240
                          • Conclusiones
                            • Bibliografiacutea
                              • Anexos
Page 23: Espectroscop a estelar sint etica, aplicaciones astrof sicas · con modelos estelares que siguen una l nea de tiempo, producidos por la combinacion de bibliotecas de evolucion estelar,

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

F λ[1

0-14

cm-2s-

1 Å-1]

0

2

4

6

8

λ[Å]3500 4000 4500 5000 5500

NGC224

Figura 15 Galaxia normal NGC224 fuente NED

LINERs (del ingles Low-Ionization Nuclear Emission-line Region) estas galaxiasson de baja luminosidad y sus espectros se asemejan a una tıpica galaxia Seyfert 2

En la figura 16 se presenta un espectro caracterıstico de un nucleo activo en el se puedeobservar que el continuo no responde a la ley de cuerpo negro y que ademas la intensidadde las lıneas de emision es superior a la intensidad de las lıneas de absorcion

F λ[1

0-17

cm-2s-

1 Å-1]

0

500

1000

1500

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Mkr699

Figura 16 Galaxia con nucleo activo MRK 0699 fuente SDSS

En algunas galaxias con nucleos activos tambien es posible encontrar intensa formacionestelar en la vecindad del AGN o en los brazos de la estructura huesped Esta actividadde formacion incrementa la emision en el infrarojo de manera que tambien se puedenclasificar como

13 NUCLEOS ACTIVOS DE GALAXIAS 13 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

LIRGs Galaxias Luminosas en el Infrarrojo (por su siglas en ingles Luminous In-frared Galaxies) con luminosidades L sim 1011L

ULIRGs Galaxias Ultra Luminosas en el Infrarrojo (por su siglas en ingles UltraLuminous Infrared Galaxies) presentan luminosidades L gt 1012L

Starburst galaxias que presentan una tasa de formacion estelar muy alta en un cortoperiodo de tiempo de la galaxia

13 NUCLEOS ACTIVOS DE GALAXIAS 14 Marıa E Rojas A

CAPITULO 2

Sistema NGC6240

NGC6240 (IC4625 UGC10592 MCG00-43-004 VV617 Psk1650+024) es un par inte-ractuante entre una galaxia elıptica y una galaxia ultraluminosa (IRAS 16504 0228)Fosbury amp Wall (1979) con dos nucleos en la region central Fried amp Schulz H (1983)Se encuentra a una distancia de 98 Mpc con ascension recta en 16h 52m 589s y declina-cion +02 24

prime03

primeprime desplazandose con una velocidad promedio de 7339 km sminus1

La morfologıa del sistema presenta una alteracion debida a la interaccion sin embargoSchulz et al (1993) detecta por primera vez la presencia de dos nucleos en la region cen-tral que segun las imagenes en el rojo de Dopita M A et al (2002) presentan fuertescolas de marea asociadas a la fusion hecho que llevo a catalogarla como un sistema demorfologıa compleja Observaciones en el optico han establecido que la separacion entrelos dos nucleos es de aproximadamente 16

primeprime(08 kpc) (Scoville NZ et al 2000) en

sentido norte-sur siendo el nucleo sur el mas brillante mientras que observaciones enradio calculan una separacion de 14

primeprime (Carral Turner amp Ho 1990) con una velocidad

de dispersion entre ellos de 229 km s minus1 (Tecza et al 2000 Genzel et al 2001)

El sistema NGC6240 posee una metalicidad aproximada de una decima solar (Oliva ampOriglia 1998) y es una fuente infrarroja ultraluminosa en donde el 99 de la lumino-sidad es bolometrica en el infrarrojo (Wright et al 1984 Soifer et al 1984) con unaluminosidad aproximada de 3 5times 1011 L (Yun amp Carilli 2002) de donde se estima queen un 50 a 75 es proveniente de un starburst (Genzel et al 1998 Rigopoulou etal 1999 Laurent et al 2000 Lutz et al 2003) mientras que el restante 25 o 50 proviene de la luminosidad del nucleo activo (Komossa et al 2003 Iwasawa amp Comastri1998 Vignati et al 1999 Iwasawa 1999 Matt 1999) derivado de los analisis en rayos Xen la lınea de emision de FeK a 64 keV para ambos nucleos y en la emision del continuo

15

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

a 100 keV

Un analisis del espectro en el optico muestra una fuerte emision en la lınea de [O III]y una debil emision en la lınea [O II] en el nucleo sur que se contrasta con una debilemision en la lınea [O III] y una fuerte emision en la lınea de [O II] del nucleo norteBarbieri C et al (1993) El espectro de NGC 6240 se destaca ademas por la relacionentre la lıneas de emision del hidrogeno molecular y la emision de [Fe II] en 164 micras(Becklin et al 1984 Rieke et al 1985 DePoy et al 1986) siendo la emision de Hα masfuerte al noroeste de la galaxia en contraste con la emision en el rojo al norte y al oestedel sistema El continuo puede ser descrito por modelos de absorcion con una instensidadaproximada de 650 mJy (Van Driel Wet al (2000)) debida a la emision nuclear directa(Vignati et al 1999 Netzer et al 1998)

Los estudios en el optico muestran que la emision de Hα se puede ver afectadas por laabsorcion asociada a la formacion estelar este hecho se refleja en la clasificacion paraeste sistema dentro de la taxonomıa de las galaxias activas ya que que su espectro sepuede clasificar como el de una galaxia con una region nuclear emisora de baja ionizacion(LINER) o Seyfert 2 (Kewley et al 2001 Goldader et al 1997a 1997b Kim et al 1995Veilleux et al 1995)

Existen varios estudios espectroscopicos del infrarrojo (IR) en la literatura (Doyon et al1994 Lester et al 1994) que muestran diferencias en la naturaleza de la poblacion estelarse considera que la poblacion estelar joven es la dominante del sistema Oliva et al (1999)

Otros estudios reportan poca actividad de H2O (Braatz et al 1997) sin embargo se con-firma la presencia de un perfil de absorcion en OH Baan et al (1985 1992) en dondealrededor de la mitad del flujo se concentra en una gruesa estructura de disco ubicadaentre el IR y el radio con una velocidad de 800 km sminus1 y un ancho total de lınea de 1400km sminus1 que revelan la complejidad de la dinamica de gases en este sistema debida a lagran perdida de masa que se aproxima a 500 M anominus1

Las recientes observaciones de NGC6240 realizado por el Satelite Chandra permitieroninvestigar el difuso halo galactico gracias a la emision de rayos X blandos en una regionde 110 times 80 kpc donde el gas tiene una temperatura aproximada de 75 millones deKelvin con una densidad estimada de 25 times 10minus3cmminus3 una masa total de 1010M unaluminosidad de 4 times 1041erg sminus1 y una metalicidad menor a 0 1Z Un analisis espectralespacialmente resuelto revela variaciones en la emision en Hα lo que implica un enri-quecimiento uniforme por parte de las supernovas de tipo II La evidencia observacionalapunta al aumento de la formacion de estrellas dentro de una gran abundancia de gasEmanuele Nardiniet al (2013)

16 Marıa E Rojas A

CAPITULO 3

Codigo de Sıntesis Espectral

Los astronomos han desarrollado algunos metodos para obtener informacion sobre la com-posicion de las estrellas y galaxias Uno de ellos es el analisis e interpretacion de los estadoselectronicos de los iones atomos y moleculas de las atmosferas de las estrellas y medio in-terestelar pertenecientes a una galaxia los cuales son reproducidos matematicamente a finde obtener espectros integrados que reconstruyen el espectro sintetico de la galaxia Hoyse tienen dos escuelas que describen la llamada sıntesis de poblacion estelar Evolutiva ySemi-empirıca En la primera escuela la sıntesis se obtiene al reproducir un biblioteca deespectros a partir de condiciones fısicas hipoteticas como historia de formacion estelarevolucion quımica y funcion de masa inicial sin embargo hay incertidumbre sobre las con-diciones fısicas reales de cada biblioteca En la segunda escuela la sıntesis es el resultadode una combinacion lineal de espectros de estrellas yo aglomerados con incertidumbre enla capacidad de las bases estelares para reproducir las condiciones diversas de las galaxiasGomes (2005)

El Dr Roberto Cid Fernandes desarrollo en 2005 un codigo de sıntesis mediante el al-goritmo Metropolis-Markov llamado Starlight Spectral Synthesis Code -Starlight el cualcombina linealmente elementos de bases estelares construidas a partir de observaciones yelementos de bases de poblaciones estelares simples teoricas con edad metalicidad y masadesarrolladas por Bruzual amp Charlot (2003) En este capıtulo se presenta la configuracionde las propiedades fısicas matematicas y computacionales del codigo Starlight

17

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

31 Modelo Fısico - Matematico

En la sıntesis espectral el espectro de una galaxia se compone de una combinacion linealde espectros de poblaciones estelares dentro de un espacio finito ξN con N componentesy elementos Lj(λ) (j = 1 N) Cada Lj es un espectro que depende de la poblacionestelar en un intervalo de longitud de onda λ La ecuacion principal del modelo de sıntesisespectral es

M(λ) =Nsumj=1

xjLj(λ) (31)

donde xj es el coeficiente de expansion y M(λ) es el espectro modelado de salida Laecuacion 31 puede expresarse como

M(λ)

M(λ0)=

Nsumj=1

xj

(Lj(λ)

Lj(λ0)

) (32)

donde se introduce la condicion de normalizacionsumN

j=1 xj = 1 que se cumplira en lalongitud de onda λ0 Ademas es posible interpretar que

M(λ) es el espectro modelo de prueba que a diferencia del espectro observado O(λ)puede consistir de unicamente lıneas de absorcion y un continuo

λ0 es la longitud de onda normalizada M(λ0) y Lj(λ0) son los valores del modelo

y espectro de la poblacion estelar j en λ0 Para este caso se considera λ0 = 4020 A

xj es el flujo monocromatico de la componente j en λ0 en el espacio ξN con extincionAV Al conjunto minusrarrx equiv (x1 xN) se llama el vector de poblacion e indica en lapractica la fraccion de luz debido a cada elemento N Por lo general esto no sumael 100 de la contribucion de luz

Lj(λ) es la poblacion estelar j del espacio ξN que comprende un elemento de labase Cada uno corresponde a una caracterıstica astrofısica bien definida (edad (tj)

metalicidad (Zj)) asociada a Lj medida en unidades L Aminus1 M

Para hacer un analisis funcional con el objeto de encontrar las relaciones del coeficiente xjes necesario una interpretacion matematica de los dos primeros items y una interpretacionfısica de los dos ultimos ası

1 Producto Interno como las funciones del espacio ξN son analıticas es necesariogarantizar que estas cumplan una relacion de ortogonalidad y ortornormalidad enun intervalo [a b] con respecto a una funcion de peso ε(λ) es decir

(Lm(λ) Ln(λ)) =

int b

a

Lm(λ)times Ln(λ)times ε(λ)dλ = Cmnδmn

31 MODELO FISICO - MATEMATICO 18 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

donde δmn es el delta de Kronecker y Cmn es una constante entonces si δmn es 1para todos los m y n se dice que el conjunto es ortonormal Por tanto

Nsumj

xj = 1 (33)

2 Extincion no se tiene en cuenta en el modelo Se sabe que la luz al atravesarun medio interestelar de gas o polvo presenta fenomenos de absorcion o dispersioncausando el llamado enrojecimiento del espectro el cual debe ser previamente co-rregido

3 Dispersion de velocidad es un proceso fısico debido a la dinamica estelar y estarelacionado con el corrimiento Doppler Ası el efecto neto sera el ensanchamiento delas lıneas de absorcion en el espectro observado (Oλ) efecto que debe ser corregidopreviamente

Incorporando las anteriores consideraciones la ecuacion 32 para un modelo fısico resulta

M(λ)

M(λ0)=

Nsumj=1

xj

(Lj(λ)

Lj(λ0)

)r(λ)otimesG(v σ) (34)

donde

r(λ) equiv 10minus04(AλminusAλ0) es el termino de extincion Aλ es la extincion del polvo en la

longitud de onda λ y Aλ0 es el enrojecimiento en la longitud de onda normalizadaλ0 En este trabajo se asume que la curva de extincion es similar a la de nuestragalaxia por eso se utilizara la ley de extincion de Cardelli et al (1989) Ademas seasume que todas las componentes estelares es decir cada elemento de la base sufreel mismo enrojecimiento AV

G(v σ) es una distribucion gaussiana de velocidades centrada en v con amplitudde dispersion σ Los espectros de base (L1(λ) LN) son convoluıdos1 (sımbolootimes) con G(v σ) para tener el ancho de las lıneas de absorcion y emision de M(λ)debidos a la cinematica estelar

1La convolucion transforma un espectro F (λ) a un espectro I(λ) dado por

I(λ) =

int +infin

minusinfinF

(λprime =

λ

1 + vc

)G(v v σ)dv (35)

31 MODELO FISICO - MATEMATICO 19 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

32 Modelo Computacional

La herramienta computacional que permitio realizar los calculos con la ecuacion 34 seencuentra disponible en wwwstarlightufscbr El codigo realiza una descomposicion deun espectro observado O(λ) sobre una base de espectros de poblaciones estelares simplescomo una combinacion lineal encontrando el mejor ajuste de M(λ) con relacion a O(λ)El ajuste a O(λ) se realiza a traves de la tecnica derivada de la mecanica estadısticaconocida como Simulated Annealing utilizada para encontrar los parametros mınimosmediante el algoritmo Metropolis - cadenas de Markov

χ2 equiv χ2 (minusrarrx M(λ0) Av v σ)) =

λfsumλi

(O(λ)minusM(λ))2 ω(λ)2 (36)

donde ω(λ)2 = eminus1λ es la funcion de peso expresada como la mascaraerror en cada λ

siendo cero para las longitudes de onda con flujos falsos o lıneas enmascardas λi es la lon-gitud de onda inicial y λf la longitud final de la suma en la funcion de χ2 Cid Fernandeset al (2004)

El ajuste se realiza en cuatro etapas

1 Primeros ajustes (First Fits FF) Hace un amplio barrido del espacio de parametros

Programa de enfriamiento el algoritmo pasa a traves de la base N disminu-yendo la temperatura iniciando desde la mas caliente hasta un valor mınimode temperatura definido en el archivo de configuracion siguiendo la funcionde probabilidad de Boltzmann y utilizando el criterio Metropolis planteado enCid Fernandes et al (2004b)

Adaptacion de la funcion peso Ajusta el peso de forma dinamica segun laeficiencia de las temperaturas aceptadas Cid Fernandes et al (2004b)

Criterios de convergencia centralizado en el valor adimensional el cual dacuenta de la convergencia de las cadenas asociado a cada elemento de la baseGelman y Rubin et al (1992)

Parametros cinematicos se define un valor para v y σ que se mantiene cons-tante en todo el algoritmo Metropolis Cid Fernandes et al (2004b)

2 Correcciones (Clip amp Refit) permite comprobar el peso asignado a cada punto res-pecto al espectro de entrada estableciendo el NSIGMA de ajuste

3 Apropiacion (Burn-In) es considerada la ultima etapa de Starlight ya que tomatodas las cadenas de Markov construidas en el paso anterior que tengan mayorpeso para encontrar ası el mejor ajuste de un espectro de entrada respecto a cadacadena

32 MODELO COMPUTACIONAL 20 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

4 Ultimos ajustes (EX0) desecha los componentes irrelevantes de la base N y afina elajuste generando el archivo de salida

33 Bases Espectrales

Una base espectral utiliza poblaciones estelares simples (SSPs) representadas mediantecumulos de estrellas que nacen a partir de una misma nube de gas con composicion quı-mica homogenea a traves de una formacion estelar intensa y caracterizada por tener unaedad y metalicidad bien definida

Definir las componentes N de la base es de vital importancia para que los resultadostengan alguna conexion con la realidad por ejemplo si se desea identificar la edad delas componentes estelares de una galaxia es necesario que la base precise dentro de susparametros la edad o metalicidad de cada N

331 Construccion de una Poblacion Estelar Simple (SSPs)

El metodo para generar la base de poblaciones estelares contiene tres componentes prin-cipales

1 Observaciones reunidas en bibliotecas estelares de espectros Estas varıan segun latemperatura y la luminosidad de las estrellas de acuerdo con las regiones que sepueden establecer en el diagrama Hertzsprung-Russell (HR)

2 Modelos teoricos de trayectorias evolutivas Estas predicen como serıa la evolucionde las estrellas en un diagrama HR que aportan a la formalizacion de una poblacionestelar

3 Funcion de masa inicial (FMI) φ(m) Pondera el numero de estrellas de masa entrem y m + dm independiente del tiempo y normalizada como

intmφ(m)dm = 1

El espectro de una estrella de masa m que depende de la longitud de onda λ la metali-cidad Z y la edad tprime definido por I(λm t

prime Z) en luminosidades solares [L] y con untiempo de vida τ(m) se define como

I(λm tprime Z) =

f(λm t

prime Z) si tprime le τ(m)

0 si tprime gt τ(m)(37)

donde f es una funcion de λm tprime y Z

Ahora se define

Ψ(tprime) tasa de formacion estelar

33 BASES ESPECTRALES 21 Marıa E Rojas A

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Z(tprime) ley de enriquecimiento quımico

si se tiene una nube de gas con formacion estelar donde despues de un tiempo de vidat se tienen varias estrellas de distintas masas con edad tprime se debe satisfacer la relaciontprime le t ya que las estrellas no pueden ser mayores que el sistema Sin embargo las estre-llas con edades tprime nacieron en un tiempo t minus tprime donde la tasa de formacion estelar y elenriquecimiento quımico son diferentes de las actuales

El numero de estrellas con edad entre tprime y tprime+dtprime y masas entre m y m+dm en un tiempot esta dada por

dN(t) = Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdtprime (38)

Si la metalicidad esta dada por Z(tminus tprime) la suma de los espectros de las estrellas de edadentre tprime y tprime + dtprime y de masas entre m y m+ dm en el tiempo t es

I total(λm tprime Z(tminus tprime)) = I(λm t

prime Z(tminus tprime))times dN(t)

I total(λm tprime Z(tminus tprime)) = I(λm t

prime Z(tminus tprime))Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdtprime (39)

El espectro total en el tiempo t teniendo en cuenta todas las estrellas con masas entre ellımite inferior de las masas estelares (Mupp) y el lımite superior de masas estelares (Mlow)es

I(λ t) =

int t

0

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(tminus tprime))Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdt

prime (310)

Esta es la ecuacion general para crear un espectro l(λ t) de poblaciones estelares sujetoa una tasa de formacion estelar y a un enriquecimiento quımico determinado Por tantopara formar una poblacion estelar simple con una metalicidad Z y una edad t bien definidasolamente es necesario establecer Ψ(tminus tprime) como

Ψ(tminus tprime) = C times δ(tminus tprime) (311)

donde C es una constante de dimensiones [C] equiv [M] y δ(t minus tprime) equiv [anominus1] Luego laecuacion 310 se reemplaza por

I(λ t) =

int t

0

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(tminus tprime))Cδ(tminus tprime)φ(m)dmdt

prime (312)

Por tanto el espectro con una metalicidad definida en un tiempo tprime = 0 es

I(λ t) = C

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(0))φ(m)dm (313)

Con una poblacion estelar simple es posible generar los elementos de la base a partir dela ecuacion 313 como

33 BASES ESPECTRALES 22 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

L(λ t Z(0)) =I(λ t)

C

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(0))φ(m)dm (314)

L(λ t Z(0)) puede ser llamado Lj(λ) cuando t = tj y Z(0) = Zj con unidades [Lminus1Mminus1

]Por lo tanto el termino Lj(λ) se puede expresar como

Lj(λ) asympsumi

I(mi tj Z(j))φ(mi)∆mi donde τ(mi) le tj (315)

indicando que para calcular Lj(λ) se suman los espectros individuales de estrellas de unabiblioteca estelar dada a lo largo de una edad tj y metalicidad Zj por una funcion de masainicial

332 Modelos de Poblaciones Estelares Simples

Los espectros de las estrellas Lj(λ) se agrupan en diferentes modelos de poblaciones es-telares simples (SSPs) difiriendo en el conjunto de bibliotecas estelares y requerimientosevolutivos pero todos utilizan la funcion de masa de Chabrier (2003)

Υ(logm) prop

exp[minus

(logm minus logmc)2

2σ2

] si m le 1M

mminus13 si m gt 1M

(316)

con mc = 0008 y σ = 0069 Esta funcion de masa indica la cantidad de estrellas en unintervalo logarıtmico de masa 2

Los modelos utilizados son

STELIB (Stellar Library) contiene 249 estrellas observadas entre 3200A - 9500A yresolucion espectral de 3A (Le Borgne et al 2003)

2 podemos reemplazar φ(m) con la condicion de normalizacionint Mupp

Mlow

mΥ(logm)d logm = 1 (317)

con d logm

dm= 1

m ln 10 = d logm

dm= log e

m tenemos

log e

int Mupp

Mlow

Υ(logm)dm =

int Mupp

Mlow

mφ(m)dm = 1 (318)

por tanto

φ(m) = log eΥ(logm)

m (319)

33 BASES ESPECTRALES 23 Marıa E Rojas A

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Nombre Metalicidad [Z] Fuente

Padova 1994 0001ndash 010 Alongi et al (1993)

Bressan et al (1993)

Fagotto et al (1994a)

Fagotto et al (1994b)

Girardi et al (1996)

Padova 2000 00004 ndash003 Girardi et al (2000)

Geneva 002 Schaller et al (1992)

Charbonnel et al (1996)

Charbonnel et al (1999)

Cuadro 31 Trayectorias Evolutivas usadas en BC03 Fuente BC03

MILES (A Medium Resolution INT Library of Empirical Spectra) Contiene 985estrellas observadas entre 3200A - 7500A y resolucion media de 23A (Sanchez-Blazquez et al 2006)

Granada contiene 1654 espectros estelares compuestos con modelos de atmosferaestelar entre 3000A - 7000A y resolucion espectral de 03A (Martins et al 2005)

Bruzual amp Charlot (2003 BC03) Contiene 26 modelos de base con SSPs calculadosutilizando trayectoria evolutiva de Padova 1994 (Alongi et al 1993 Bressan et al1993 Fagotto et al 1994 Girardi et al 1996) cada base contiene 221 espectros dealta resolucion con edades desde t = 0 a t = 20 Giga anos en un rango de 3200A -9500A en unidades de LAminus1 Mminus1

13 de estas SSPS utilizan la FMI de Chabrier(2003) con Mlow = 01 M y Mupp = 100 M normalizados a una masa total de1M en las estrellas a la edad t = 0 las otras 13 SSPs son analogos Salpeter

Para este trabajo se adapto la base de poblaciones estelares simples de la biblioteca deBruzual e Charlot (2003 BC03) que se basa en trayectorias evolutivas y en bibliotecasde espectros estelares descritas en la tabla 31 32 y 33 La mayorıa de los resultadospublicados de Starlight usan este modelo por su amplia gama en edades y metalicidades

Para reproducir la formacion estelar de NGC6240 se utiliza una base que contiene 200SSPs con edades entre 2 times 106 y 13times1010 anos con resolucion de 3A en un rango de3200A a 9500A para las metalicidades de 02Z (m42) 04Z (m52) 1Z (m62) y 25Z(m72) con rutas evolutivas de Padova 1994 libreria STELIB 2003 y funcion masa inicialde Chabrier (2003) mostrados en el cuadro anexo 71 y visualizados en la figura 31 Ca-da una de las figuras representa una metalicidad de la base con sus respectivos 50 SSPscorrespondientes a diferentes edades En ellas es posible observar que los espectros se

33 BASES ESPECTRALES 24 Marıa E Rojas A

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Nombre Tipo Intervalo de Resolucion Intervalo de Fuente

longitud de onda metalididad

BaSeL teorica 91 A a 160 micro m 300 105Z a 10Z Kurucz (1995 pc)

Bessel et al (1989)

Bessel et al (1991)

Fluks et al (1994)

Allard amp Hauschidt (1995)

Rauch (2002)

STELIB observacional 3200A a 9500A 2000 - 20 lt[FeH] lt050 Le Borgne et al (2003)

Pickles observacional 1205A a 25 micro m 500 Z Pickles (1998)

Fanelli et al (1992)

Cuadro 32 Bibliotecas de espectros estelares de BC03 Fuente BC03

Nombre Calibracion Fuente

BaSeL 10 teorica Lejeune et al (1997)

Lejeune et al (1998)

BaSeL 22 semi-empırica Lejeune et al (1997)

Lejeune et al (1998)

BaSeL 31 semi-empırica Westera (2000)

Padova 2000 00004 a 003 Westera et al (2002)

Cuadro 33 Diferentes calibraciones basadas BaSeL Fuente BC03

33 BASES ESPECTRALES 25 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

distribuyen desde la poblacion estelar de mayor temperatura en la parte superior hastalas mas frıas en la parte inferior cada espectro se encuentra calibrado por flujo y sonnormalizados a la unidad de masa solar (M)

Otra caracterıstica de la base BC03 es que no reproduce las lıneas de emision observadaspor lo tanto solo es posible reproducir las lıneas de absorcion debidas a la formacionestelar Es entonces donde el codigo requiere enmascarar o definir rangos de longitud deonda que correspondan a las lıneas de emision con el fin de aumentar la sensibilidaddel ajuste y encontrar ası la componente de absorcion que puede estar siendo opacadapor las lıneas de emision del mismo intervalo Para este trabajo se utiliza la mascarageneral dispuesta dentro del codigo adaptada en la tesis doctoral Natalia Vale Asari(2005) donde se enmascaran la lıneas de emision mas fuertes La mascara esta basada enlos trabajos de Gonzalez-Delgado et al (1995) Pastoriza et al(1993) Benjamin et al(1999) y Zhang et al (2005) y en regiones problematicas de la base de Bruzual y Charlot(2003) asociadas a efectos turbulentos entre 6845A - 6945A y entre 7550A - 7725A y laregion entre 7165A -7210A debida a errores sistematicos La mascara general detallada sepuede ver en la tabla anexa 72

33 BASES ESPECTRALES 26 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

02 Z∘

Log(L λ)[L ∘Å-

1 M∘-

1 ]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

04 Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

file=357911131415171921232527293133353639414345474951535557596163

(a) (b)Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

file=357911131517192123252729313335373941434547495153555759

25Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

y136y135y132y131y130y129y128y127y125y122y121y120y119y118y117y116y115y114y109y106y98y95y94y93y92y90y88y89y97y86y85y84y83y81y59y58y57y56y55y54x51y51y49x48y48y47y46y40y39

(c) (d)

Figura 31 Espectros de SSPs del modelo BC03 Bruzual amp Charlot 2003 para diferentesmetalicidades (a) 02Z (m42) (b) 04Z (m52) (c) 1Z(m62) (d) 25Z(m72) cadametalicidad contiene 50 SSPs con edades entre 2times 106 y 13times 1010 anos Resolucion de3A

33 BASES ESPECTRALES 27 Marıa E Rojas A

CAPITULO 4

Extraccion y Analisis de Espectros

El espectro original se obtuvo con el espectrografo ISIS del telescopio William Herschel de4 2m (WHT) instalado en la Palma (Canarias) utilizando las configuraciones R300B -CCD EEV 12 y R316R - CCD MARCONI2 para los brazos azul y rojo respectivamenteentre 3000A- 5000A y 5000A - 7800A con una escala de 149 segundos de arcomm alo largo de la hendidura El espectro fue cedido por la doctora Rosa Gomez Delgadodel Instituto de Astrofısica de Andalucia Los detalles de la observacion se encuentranregistrados en la tabla 41

Fecha Brazo CCD+gratting Slit PA Slit width (arcsec) texp[sec]

20050910 Red MARCONI2+R316R 88593063 1237020 900

20050909 Blue EEV12+R300B 88620857 1237020 900

Cuadro 41 Resumen de las observaciones espectroscopicas de NGC6240

41 Reduccion

En un espectro obtenido con una apertura donde no es posible identificar cual es lazona espacialmente localizada se hace necesario encontrar la orientacion espacial a fin deajustar la imagen espectral respecto a una imagen fotografica de orientacion conocida Estareorientacion fue realizada por Rosa Gomez Delgado y Mario A Higuera G con rutinas deIRAF (Image Reducction and Astronomical Facilities ver httpwwwirafcom) tomandocomo imagen fotografica de referencia la dispuesta en la base del Telescopio EspacialHubble (HST) ver httphubblesiteorggallery

28

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Figura 41 Reduccion espectral para el filtro Rojo separacion espacial fuente Mario AHiguera G

Un vez reorientado el espectro original se realizo una separacion de la cantidad de luzque paso a traves de la apertura del instrumento para los filtros rojo y azul a lo largodel rango espacial definido En la apertura espacial aparecen todas las fuentes de emisionpresentes en el momento del registro Al visualizarlas con la rutina apall de IRAF figura41 se separan las regiones de estudio

El analisis permito identificar y reducir seis zonas en total para cada filtro que al sersuperpuestas con la imagen fotografica espacial de NGC6240 se distiguieron ası zona Inucleo del sur zona II proximidad hacia el sur de la zona I zona III proximidad hacia elnorte del registro fotografico zona IV nucleo del norte zona V seccion intermedia entrelos dos nucleos y finalmente la zona VI estrella de calibracion

De todas las zonas se obtuvo un espectro para cada filtro estos fueron normalizados ypromediados con el fin de dar unicidad y ası permitir visualizar un espectro del visible enun rango entre 3200A y 7200A para todas las zonas Los espectros obtenidos se corrigieronpor Doppler (z = 0024480 NED ver httpnedipaccaltechedu) y exceso de colorasociado al polvo segun Cardelli et al (1989) en donde

E(BminusV ) = minus232 log

(Rint

Robs

)siendo Rint = 31 y Robs =HαHβ la relacion de flujos previamnete calibados de las lıneasHα y Hβ medidos por tecnica de separacion en LINER1

1LINER herramienta computacional del reporte interno de Richard W Pogge la cual utiliza una

41 REDUCCION 29 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Figura 42 Imagen fotografica del HST de NGC6240

Los espectros al final de la reduccion que se utilizaron para este trabajo se presentan enla figura 43

Al realizar el analisis de cada una de las zonas reducidas se encuentra que las zonas Iy IV presentan espectros asociados a nucleos activos las zonas II y III corresponden alas regiones adyacentes de estos nucleos que debido a su baja razon senal-ruido no serananalizadas en este trabajo la zona V corresponde a la zona intermedia debida a la fuertecomponente estelar presente en el espectro y finalmente la zona VI presenta un espectrocaracterıstico de una estrella identificada en la imagen fotografica que se utiliza comopatron de referencia figura 42

tecnica que define un continuo arbitrario sobre el cual es posible marcar el centro esperado de una lıneasobre un espectro esto permite adquirir los valores de λ centro de lınea FWHM ancho equivalente yflujo de las lıneas tanto de emision como de absorcion

41 REDUCCION 30 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

0

2eminus13

4eminus13

6eminus13

8eminus13

λ[Å]4000 5000 6000

Zona I

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

0

2eminus16

4eminus16

6eminus16

8eminus16

1eminus15

12eminus15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona II

(a) (b)

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

minus2eminus16

minus1eminus16

0

1eminus16

2eminus16

3eminus16

4eminus16

λ[Å]3000 4000 5000 6000 7000

Zona III

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

0

5eminus14

1eminus13

15eminus13

2eminus13

25eminus13

3eminus13

35eminus13

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona IV

(c) (d)

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

minus1eminus16

0

1eminus16

2eminus16

3eminus16

4eminus16

5eminus16

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona V

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

2eminus17

4eminus17

6eminus17

8eminus17

1eminus16

12eminus16

λ[Å]4000 5000 6000 7000

ZonaVI

(e) (f)

Figura 43 Espectros reducidos del visible para NGC6240 (a) Zona I (b) Zona II (c)Zona III (d) Zona IV (e) Zona V (f) Zona VI

41 REDUCCION 31 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

42 Caracterizacion

Los espectros de las zonas I y IV son caracterizados por los valores de λ centro de lıneaFWHM ancho equivalente y flujo de las lıneas de absorcion y emision los cuales se puedenobservar en las tablas 42 y 43 para cada zona respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259856 141934 121105 932365

He I lowast 3820000 38243220 240649 -368885 -331320

[Ne III] 3868760 38665283 196365 960760 849525

K-Ca II lowast 3933000 39298906 825863 -438132 -378235

H-Ca II lowast 3968000 39671277 970000 -270968 -230588

He I 4026000 40302915 870264 207639 172326

[S II] 4068600 40671338 613711 167254 136787

Fe II 4178862 41774009 188631 0157450 0123046

Hδ 4101740 41114917 365668 0608985 0489181

Hγ 4340471 43366045 920191 176589 128710

Hβ 4861300 48590737 156186 132648 538800

[O III] 4958900 49586538 303193 112192 394091

[ OIII] 5006840 50054878 217619 263052 856364

C-C lowast 5165000 51681416 204788 -181874 -0543207

Fe II 5197570 51986562 182212 770700 227194

Na-I(D) lowast 5892000 58881143 119381 -971280 -202980

[O I] 6300304 62998452 208984 297493 540325

[O I] 6363776 63638130 213094 886981 157329

[N II] 6548050 65467163 236476 372079 629095

Hα 6562819 65614551 236476 988640 172153

[N II] 6583460 65830864 236476 950283 194036

[S II] 6716440 67180718 184565 402939 743104

[S II] 6730810 67330210 184565 288223 514382lowast Lınea de absorcion

Cuadro 42 Lıneas identificadas en la Zona I de NGC6240

En la caracterizacion de las dos zonas sobresale una significativa emision de Hβ [OIII]5007A Hα y [NII] 6585A asociadas a la formacion estelar o actividad del nucleo galacticoTambien es posible observar la presencia de lıneas de emision de HeI [OI] en conjuntocon la serie de Balmer Ası mismo fue posible medir la lınea de emision [OII] en 3727Ajunto con las lıneas de H-Ca K-Ca

42 CARACTERIZACION 32 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3728815 37295811 139871 980735 752002

[Ne III] 3868760 38702319 202032 129640 988668

K-Ca II lowast 3933000 39331504 649803 -303453 -241752

H-Ca II lowast 3968000 39680195 689754 -287500 -234462

G-banda lowast 4301000 43048105 301566 -703450 -553622

Hγ 4340471 43404194 808685 104001 0771791

Hβ 4861300 48625376 157743 105704 477370

[O III] 4958900 49602510 204316 867190 374412

[O III] 5006840 50088350 156499 203541 858706

C-C lowast 5165000 51694761 221025 -478236 -186147

[O I] 6300304 62999092 223367 346819 593403

[O I] 6363776 63637612 260837 125170 209970

[N II] 6548050 65507192 180655 374786 791877

Hα 6562819 65663501 180655 788344 165570

[N II] 6583460 65867407 180655 101594 211693

[S II] 6716440 67188540 132432 320833 634206

[S II] 6730810 67328965 185795 414013 81368lowast Lınea de absorcion

Cuadro 43 Lıneas identificadas en la Zona IV de NGC6240

42 CARACTERIZACION 33 Marıa E Rojas A

CAPITULO 5

Espectroscopıa Sintetica

Ajustada la sintesis de poblacion estelar inherente al codigo Starlight se estudio la galaxiaNGC6240 y se obtuvieron propiedades fısicas tales como la composicion estelar a lo largode la historia de la formacion estelar de la galaxia bajo la biblioteca de Bruzual y Char-lot (2003) parametros cineticos como extincion por polvo AV y el vector de poblacionestelar en terminos de una fraccion de luz(xj) obtenidos con la interprestacion del porcen-taje de formacion estelar sintetica y las caracterısticas de las lıneas de absorcion obtenidas

51 Sıntesis espectral

Con el fin de encontrar la sintesis de la poblacion estelar de los dos nucleos del sistema encolision NGC6240 se ejecuto el codigo Starlight para las zonas en las que era posible vi-sualizar la regiones centrales de cada nucleo zonas I y IV Con estos espectros de entradase ejecutaron las combinaciones lineales de la base de Bruzual y Charlot (2003) para lasmetalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z individualmente con esto se identificaron laspoblaciones estelares que contribuıan en la reproduccion sintetica de cada zona Con baseen estos resultados parciales finalmente se construyo la base que mejor representa cadazona respectivamente Esta contiene 200 poblaciones estelares con edades entre 2 times 106

y 13times1010 anos resolucion de 3A en un rango de 3200A a 9500A con metalicidades de02Z 04Z 1Z y 25Z rutas evolutivas de Padova 1994 libreria STELIB y funcionmasa inicial de Chabrier (2003)

La busqueda del mejor ajuste entre el espectro de entrada y el espectro de salida se centroen disminuir al maximo el valor de la relacion [chi2Nleff ] la cual relaciona el valor delχ2 de cada valor de λ Otro valor que se tuvo en cuenta fue la desviacion media porcentual

34

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

de todos los pıxeles con relacion al espectro de entrada [adev( )] los mejores valores seregistraron en la tabla 51

Parametro Zona I Zona IV

[chi2Nleff ] 137545 113193

[adev( )] 638644 446156

Cuadro 51 Calidad del ajuste de Starlight

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

Figura 51 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral I de NGC6240 (trazo negro)

Los espectros de la formacion estelar logrados con este ajuste se muestran en las figuras51 y 52 en donde el trazo rojo representa la formacıon estelar asociada al espectro deentrada representado con el trazo negro de las zonas I y IV respectivamente

En estas figuras se puede observar una componente de absorcion sintetica por cada lıneade emision observada del espectro de entrada como es el caso de las lıneas en la longitudde onda de 3740A 3796A 3837A 3887A 3933A 3969A 4098A 4338A 4100A 4339A4860A 6548A las cuales corresponde a transiciones electronicas conocidas y definidas enel cuadro 11

51 SINTESIS ESPECTRAL 35 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

ObservadoSinteacutetico

Figura 52 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral IV de NGC6240 (trazo negro)

51 SINTESIS ESPECTRAL 36 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

52 Sustraccion espectral

Un vez definida la formacion estelar de cada una de la zonas espectrales se realizo unasustraccion de la formacion estelar asociada a cada zona con el fin de descontaminar elespectro de emision del nucleo activo filtrando ası un espectro de mejores caracterısticasel cual es posible observar en el trazo azul de las figuras 53 y 54

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 53 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral I de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral I de NGC6240 (negro)obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z(b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 37 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 54 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral VI de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral IV de NGC6240(negro) obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Zy 25Z (b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 38 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

53 Caracterizacion espectral

Cada uno de los espectros se caracterizo con la identificacion de todas las lıneas de emisionpresentes en ellas una vez realizada la sustraccion mediante un ajuste de tipo gaussianodefinido en un continuo aleatorio en el software LINER siendo posible obtener el centrode lınea el ancho total a la mitad de la altura (FWHM) y el flujo total visualizados enlas tablas 53 y 53 para las zonas I y IV respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259714 145056 273839 953139

H11 3770630 37686479 440904 425545 149716

H10 3797898 37960681 401993 326624 112110

H9 3835384 38334482 367421 376538 124836

[Ne III] 3868760 38685388 179806 168928 541474

K Ca-II lowast 3933000 39294148 131932 -206818 -623528

H Ca-II 3968000 39691155 446669 468596 135456

He I 4026000 40263750 264590 900988 244257

[S II] 4068600 40721025 240745 173767 446216

Hδ 4101740 40978579 169919 276703 688289

Hγ 4340471 43382275 130266 353231 612874

Hβ 4861300 48594336 151258 -677140 792772

[O III] 4958900 49571484 182238 -129678 227669

[O III] 5006840 50056445 189935 -360470 737521

Fe II 5197570 51990830 217043 -909013 291244

[O I] 6300304 62998164 236848 -365105 644235

[O I] 6363776 63634268 280102 -542065 239085

[NII] 6548050 65466426 250518 -330128 652055

Hα 6562819 65614375 250518 -114643 186725

[N II] 6583460 65836201 250518 -195511 214778

[S II] 6716440 67192485 222886 -472177 102774

[S II] 6730810 67358408 222886 -280570 502474lowast Lınea de absorcion

Cuadro 52 Lıneas de Emision Zona I de NGC6240

531 Clasificacion de NGC6240

Para clasificar a NGC6240 entre los tipos de nucleo activo descritos en la literatura seutilizo las razones de flujo para la ubicacion de este sistema en el diagrama BPT (Bald-win Phillips amp Terlevich 1981) descrito en Cid Fernandes et al (2010) como la mejorseparacion entre galaxias tipo Seyfert LINER y de formacion estelar fuerte mediante la

53 CARACTERIZACION ESPECTRAL 39 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[ O I] 3726032 37296033 143969 -221934 787713

[Ne III] 3868760 38706140 118089 -233171 399531

K Ca-II lowast 3933000 39330952 120923 341232 -383848

S II 4076349 40792864 693475 913706 854107

Hδ 4101742 41004019 936462 679737 301683

Fe II lowast 4303176 43052456 192020 -119689 -283858

Hγ 4340471 43394087 100879 155567 419237

Hβ 4861300 48617803 144197 -647377 680787

[O III] 4958900 49606152 172003 -194691 316305

[O III] 5006840 50090156 161854 -479744 914152

[O I] 6300304 63029087 178476 -155210 621454

[O I] 6363776 63667563 189027 334244 199334

[N II] 6548050 65512285 184697 -152528 896611

Hα 6562819 65665557 184697 -1004495E+06 173249

[N II ] 6583460 65869326 184697 711567 217207

[S II] 6716440 67182754 122346 -459232 516263

[S II] 6730810 67316655 212515 -152349 100130lowast Lınea de absorcion

Cuadro 53 Lıneas de Emision Zona IV de NGC6240

relacion de los flujos de las lıneas de emision de Hα Hβ [NII]λ6584 y [OIII]λ5007 enlog([NII]λ6584 Hα) y log([OIII]λ5007Hβ) que para el caso de la region VI es

log([NII]λ6584 Hα) =020

y

log([OIII]λ5007 Hβ) =-028

lo que ubica a NGC6240 en el diagrama BPT dentro de las galaxia tipo LINER en con-cordancia con el catalogo de Veron-Cetty de (2006)

54 Propiedades fısicas de NGC6240

Los parametros derivados del mejor modelo de la sıntesis permiten adicionalmente calcu-lar y encontrar algunas propiedades fısicas de la galaxia tabla 54 A partir de cada unode estos parametros fue posible asociar las siguientes propiedades

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 40 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Parametro Definicion Zona I Zona IV

[summinus of minus xj( )] Vector de poblacion estelar 9422336 9897032

[Miniminus tot] Fraccion de masa 846570E+02 706677E+03

[Mcor minus tot] Logaritmo de la masa estelar [M] 613714E+02 363687E+03

[v0minusmin(kms)] -11323 -13292

[vdminusmin(kms)] 4700 8439

[AV minusmin(mag)] Atenuacion del polvo [magnitud] -10000 -10000

Cuadro 54 Calidad del ajuste de Starlight

Zona OSP IPS YPS

I 0 176488 765745

IV 06582 355544 614753

Cuadro 55 Porcentaje de formacion estelar sintetica de NGC6240 poblacion estelar joven(YSPs) t le 0 1 Giga anos poblacion estelar con edad intermedia (ISP) 0 1 lt tISP le 2Giga anos la poblacion estelar con edad superior (OSP) 125 Giga ano Rodrıguez ZaurınJ et al (2008)

EdadLa interpretacion del termino [summinus of minus xj( )] vector poblacion xj discutido enla seccion 31 permitio clasificar la poblacion estelar sintetica en i poblacion estelarjoven (YSPs) con componentes estelares de edad t le 0 1 Giga ano ii poblacionestelar con edad intermedia (ISP) con componentes de edad entre 0 1 lt tISP le 2Giga ano y iii poblacion estelar con edad superior (OSP) con componentes de edadmayor que 12 5 Giga ano Rodrıguez Zaurın J et al (2008) Es entonces como alrealizar un tabulacion de este vector en la sıntesis de NGC6240 se puede concluirque mas del 60 de la poblacion estelar corresponde a poblacion estelar joven elporcentaje de cada componente segun la zona se especifica en la cuadro 55

MetalicidadEl porcentaje de las metalicidades empleadas para reproducir el sistema NGC6240fueron tabulados en el cuadro 56 Se puede concluir que existe una contribucion depoblacion estelar de tipo frıo K o M ya que la metalicidad de este tipo de poblacioneses aproximadamente cero mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para lazona IV pertenecen a poblaciones mas calientes de tipo espectral O y M

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 41 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Zona 02Z( ) 04Z( ) 1Z( ) 25Z( )

I 219 3618 5583 00002

IV 1289 4501 4105 0

Cuadro 56 Porcentaje de la metalicidad media en la sıntesis de NGC6240

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 42 Marıa E Rojas A

CAPITULO 6

Conclusiones

Del mapeo de la galaxia NGC 6240 se logro extraer un espectro de buenas caracte-rısticas correspondiente a las zonas I y IV las cuales responden a las zonas espacialesde los nucleos de la galaxia mientras que para las demas zonas es necesario aunrealizar algunas reducciones con mayor detalle para lograr ası eliminar el alto ruidopresente en los espectros

Sobre los espectros espacialmente definidos se realizo una extraccion que permitioidentificar las lıneas de emision y absorcion presente en la zonas I y IV

Con base en la combinacion de las bases de poblaciones estelares de Bruzual GCharlot S (2003) se construyo un espectro sintetico de buenas caracterısticas conla ejecucion de Spectral Synthesis Code -Starlight Cid Fernandes R (2005) en laszonas I y IV

Se realizo una sustraccion entre el espectro observado y el espectro sintetico a fin deeliminar la componente de absorcion asociada con la formacion estelar reproducidacon el espectro sintetico obtenido dando origen a una tabla de flujos reales de lıneasde emision que no habıan sido posible medir debido a la superposicion de las lıneasde absorcion asociadas a la actividad de formacion estelar de la galaxia huesped

La poblacion estelar presente en el espectro sintetico de NGC 6240 segun la literaturade Rodrıguez Zaurın J (2008) es una poblacion estelar joven con edades entret le 0 1 Giga ano con un porcentaje del 765745 en la zona I y 614753 enla zona IV La poblacion estelar con edad intermedia entre 0 1 lt tISP le 2 Gigaano presentan un porcentaje mas bajo del 176488 y 355544 en las zonas I yIV respectivamente Mientras que la poblacion estelar mayor de 125 Giga ano notienen asociado ningun porcentaje en la contribucion del espectro sintetico

43

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Existe una poca contribucion de poblacion estelar de tipo frıo K o M en NGC6240ya que la metalicidad de este tipo de poblaciones es aproximadamente cero en lasıntesis espectral mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para la zona IVpertenecen a poblaciones jovenes de tipo espectral O y M

44 Marıa E Rojas A

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BIBLIOGRAFIA 50 Marıa E Rojas A

CAPITULO 7

Anexos

SSP Edad [anos] Z Mstar

bc2003-hr-m42-chab-ssp-032spec 000174e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-034spec 000191e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-051spec 000417e9 000400 09666

bc2003-hr-m42-chab-ssp-052spec 000437e9 000400 09622

bc2003-hr-m42-chab-ssp-053spec 000457e9 000400 09579

bc2003-hr-m42-chab-ssp-054spec 000479e9 000400 09534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-055spec 000501e9 000400 09488

bc2003-hr-m42-chab-ssp-070spec 001000e9 000400 08862

bc2003-hr-m42-chab-ssp-073spec 001148e9 000400 08752

bc2003-hr-m42-chab-ssp-074spec 001202e9 000400 08716

bc2003-hr-m42-chab-ssp-075spec 001259e9 000400 08680

bc2003-hr-m42-chab-ssp-076spec 001318e9 000400 08644

bc2003-hr-m42-chab-ssp-077spec 001380e9 000400 08608

bc2003-hr-m42-chab-ssp-078spec 001445e9 000400 08571

bc2003-hr-m42-chab-ssp-079spec 001514e9 000400 08534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-080spec 001585e9 000400 08501

bc2003-hr-m42-chab-ssp-081spec 001660e9 000400 08469

bc2003-hr-m42-chab-ssp-082spec 001738e9 000400 08436

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51

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m42-chab-ssp-084spec 001905e9 000400 08369

bc2003-hr-m42-chab-ssp-087spec 002188e9 000400 08269

bc2003-hr-m42-chab-ssp-088spec 002291e9 000400 08237

bc2003-hr-m42-chab-ssp-112spec 006405e9 000400 07525

bc2003-hr-m42-chab-ssp-113spec 007187e9 000400 07446

bc2003-hr-m42-chab-ssp-114spec 008064e9 000400 07366

bc2003-hr-m42-chab-ssp-115spec 009048e9 000400 07287

bc2003-hr-m42-chab-ssp-116spec 010152e9 000400 07207

bc2003-hr-m42-chab-ssp-117spec 011391e9 000400 07130

bc2003-hr-m42-chab-ssp-118spec 012780e9 000400 07064

bc2003-hr-m42-chab-ssp-119spec 014340e9 000400 06997

bc2003-hr-m42-chab-ssp-120spec 016090e9 000400 06930

bc2003-hr-m42-chab-ssp-121spec 018053e9 000400 06863

bc2003-hr-m42-chab-ssp-122spec 020256e9 000400 06800

bc2003-hr-m42-chab-ssp-123spec 022727e9 000400 06738

bc2003-hr-m42-chab-ssp-124spec 025500e9 000400 06676

bc2003-hr-m42-chab-ssp-125spec 028612e9 000400 06613

bc2003-hr-m42-chab-ssp-126spec 032103e9 000400 06550

bc2003-hr-m42-chab-ssp-127spec 036020e9 000400 06486

bc2003-hr-m42-chab-ssp-128spec 040415e9 000400 06427

bc2003-hr-m42-chab-ssp-129spec 045347e9 000400 06370

bc2003-hr-m42-chab-ssp-130spec 050880e9 000400 06313

bc2003-hr-m42-chab-ssp-131spec 057088e9 000400 06256

bc2003-hr-m42-chab-ssp-132spec 064054e9 000400 06197

bc2003-hr-m42-chab-ssp-133spec 071870e9 000400 06140

bc2003-hr-m42-chab-ssp-134spec 080640e9 000400 06082

bc2003-hr-m42-chab-ssp-135spec 090479e9 000400 06024

bc2003-hr-m42-chab-ssp-201spec 1500000e9 000400 04919

bc2003-hr-m42-chab-ssp-204spec 1575000e9 000400 04915

bc2003-hr-m42-chab-ssp-214spec 1825000e9 000400 04875

bc2003-hr-m42-chab-ssp-218spec 1925000e9 000400 04872

bc2003-hr-m52-chab-ssp-031spec 000166e9 000800 10000

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52 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-032spec 000174e9 000800 10000

bc2003-hr-m52-chab-ssp-034spec 000191e9 000800 10000

bc2003-hr-m52-chab-ssp-051spec 000417e9 000800 09645

bc2003-hr-m52-chab-ssp-052spec 000437e9 000800 09599

bc2003-hr-m52-chab-ssp-054spec 000479e9 000800 09496

bc2003-hr-m52-chab-ssp-055spec 000501e9 000800 09443

bc2003-hr-m52-chab-ssp-070spec 001000e9 000800 08827

bc2003-hr-m52-chab-ssp-073spec 001148e9 000800 08725

bc2003-hr-m52-chab-ssp-074spec 001202e9 000800 08691

bc2003-hr-m52-chab-ssp-075spec 001259e9 000800 08657

bc2003-hr-m52-chab-ssp-076spec 001318e9 000800 08622

bc2003-hr-m52-chab-ssp-077spec 001380e9 000800 08587

bc2003-hr-m52-chab-ssp-078spec 001445e9 000800 08552

bc2003-hr-m52-chab-ssp-079spec 001514e9 000800 08517

bc2003-hr-m52-chab-ssp-080spec 001585e9 000800 08485

bc2003-hr-m52-chab-ssp-081spec 001660e9 000800 08453

bc2003-hr-m52-chab-ssp-082spec 001738e9 000800 08420

bc2003-hr-m52-chab-ssp-083spec 001820e9 000800 08387

bc2003-hr-m52-chab-ssp-084spec 001905e9 000800 08354

bc2003-hr-m52-chab-ssp-087spec 002188e9 000800 08256

bc2003-hr-m52-chab-ssp-088spec 002291e9 000800 08226

bc2003-hr-m52-chab-ssp-112spec 006405e9 000800 07527

bc2003-hr-m52-chab-ssp-113spec 007187e9 000800 07451

bc2003-hr-m52-chab-ssp-114spec 008064e9 000800 07376

bc2003-hr-m52-chab-ssp-115spec 009048e9 000800 07301

bc2003-hr-m52-chab-ssp-116spec 010152e9 000800 07226

bc2003-hr-m52-chab-ssp-117spec 011391e9 000800 07150

bc2003-hr-m52-chab-ssp-118spec 012780e9 000800 07088

bc2003-hr-m52-chab-ssp-119spec 014340e9 000800 07026

bc2003-hr-m52-chab-ssp-120spec 016090e9 000800 06963

bc2003-hr-m52-chab-ssp-121spec 018053e9 000800 06900

bc2003-hr-m52-chab-ssp-122spec 020256e9 000800 06838

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53 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-123spec 022727e9 000800 06781

bc2003-hr-m52-chab-ssp-124spec 025500e9 000800 06723

bc2003-hr-m52-chab-ssp-125spec 028612e9 000800 06665

bc2003-hr-m52-chab-ssp-126spec 032103e9 000800 06607

bc2003-hr-m52-chab-ssp-127spec 036020e9 000800 06548

bc2003-hr-m52-chab-ssp-128spec 040415e9 000800 06490

bc2003-hr-m52-chab-ssp-129spec 045347e9 000800 06434

bc2003-hr-m52-chab-ssp-130spec 050880e9 000800 06377

bc2003-hr-m52-chab-ssp-131spec 057088e9 000800 06318

bc2003-hr-m52-chab-ssp-132spec 064054e9 000800 06266

bc2003-hr-m52-chab-ssp-133spec 071870e9 000800 06205

bc2003-hr-m52-chab-ssp-134spec 080640e9 000800 06145

bc2003-hr-m52-chab-ssp-135spec 090479e9 000800 06086

bc2003-hr-m52-chab-ssp-201spec 1500000e9 000800 04936

bc2003-hr-m52-chab-ssp-204spec 1575000e9 000800 04935

bc2003-hr-m52-chab-ssp-214spec 1825000e9 000800 04887

bc2003-hr-m52-chab-ssp-218spec 1925000e9 000800 04882

bc2003-hr-m62-chab-ssp-031spec 000166e9 002000 10000

bc2003-hr-m62-chab-ssp-032spec 000174e9 002000 10000

bc2003-hr-m62-chab-ssp-034spec 000191e9 002000 09996

bc2003-hr-m62-chab-ssp-051spec 000417e9 002000 09535

bc2003-hr-m62-chab-ssp-052spec 000437e9 002000 09482

bc2003-hr-m62-chab-ssp-054spec 000479e9 002000 09384

bc2003-hr-m62-chab-ssp-055spec 000501e9 002000 09342

bc2003-hr-m62-chab-ssp-070spec 001000e9 002000 08751

bc2003-hr-m62-chab-ssp-071spec 001047e9 002000 08716

bc2003-hr-m62-chab-ssp-072spec 001096e9 002000 08680

bc2003-hr-m62-chab-ssp-073spec 001148e9 002000 08644

bc2003-hr-m62-chab-ssp-074spec 001202e9 002000 08608

bc2003-hr-m62-chab-ssp-075spec 001259e9 002000 08572

bc2003-hr-m62-chab-ssp-076spec 001318e9 002000 08535

bc2003-hr-m62-chab-ssp-077spec 001380e9 002000 08503

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54 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-078spec 001445e9 002000 08472

bc2003-hr-m62-chab-ssp-079spec 001514e9 002000 08440

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bc2003-hr-m62-chab-ssp-115spec 009048e9 002000 07291

bc2003-hr-m62-chab-ssp-116spec 010152e9 002000 07221

bc2003-hr-m62-chab-ssp-117spec 011391e9 002000 07150

bc2003-hr-m62-chab-ssp-118spec 012780e9 002000 07093

bc2003-hr-m62-chab-ssp-119spec 014340e9 002000 07036

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bc2003-hr-m62-chab-ssp-122spec 020256e9 002000 06862

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bc2003-hr-m62-chab-ssp-125spec 028612e9 002000 06700

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bc2003-hr-m62-chab-ssp-129spec 045347e9 002000 06484

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bc2003-hr-m62-chab-ssp-132spec 064054e9 002000 06322

bc2003-hr-m62-chab-ssp-133spec 071870e9 002000 06265

bc2003-hr-m62-chab-ssp-134spec 080640e9 002000 06209

bc2003-hr-m62-chab-ssp-135spec 090479e9 002000 06152

bc2003-hr-m62-chab-ssp-201spec 1500000e9 002000 04999

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55 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-204spec 1575000e9 002000 04991

bc2003-hr-m62-chab-ssp-214spec 1825000e9 002000 04946

bc2003-hr-m62-chab-ssp-218spec 1925000e9 002000 04941

bc2003-hr-m72-chab-ssp-031spec 000166e9 005000 09918

bc2003-hr-m72-chab-ssp-032spec 000174e9 005000 09933

bc2003-hr-m72-chab-ssp-034spec 000191e9 005000 09890

bc2003-hr-m72-chab-ssp-051spec 000417e9 005000 09299

bc2003-hr-m72-chab-ssp-052spec 000437e9 005000 09260

bc2003-hr-m72-chab-ssp-054spec 000479e9 005000 09186

bc2003-hr-m72-chab-ssp-055spec 000501e9 005000 09147

bc2003-hr-m72-chab-ssp-070spec 001000e9 005000 08524

bc2003-hr-m72-chab-ssp-071spec 001047e9 005000 08491

bc2003-hr-m72-chab-ssp-072spec 001096e9 005000 08459

bc2003-hr-m72-chab-ssp-073spec 001148e9 005000 08427

bc2003-hr-m72-chab-ssp-074spec 001202e9 005000 08393

bc2003-hr-m72-chab-ssp-075spec 001259e9 005000 08360

bc2003-hr-m72-chab-ssp-076spec 001318e9 005000 08326

bc2003-hr-m72-chab-ssp-077spec 001380e9 005000 08292

bc2003-hr-m72-chab-ssp-078spec 001445e9 005000 08262

bc2003-hr-m72-chab-ssp-079spec 001514e9 005000 08233

bc2003-hr-m72-chab-ssp-081spec 001660e9 005000 08174

bc2003-hr-m72-chab-ssp-082spec 001738e9 005000 08143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-084spec 001905e9 005000 08081

bc2003-hr-m72-chab-ssp-087spec 002188e9 005000 07990

bc2003-hr-m72-chab-ssp-088spec 002291e9 005000 07958

bc2003-hr-m72-chab-ssp-112spec 006405e9 005000 07345

bc2003-hr-m72-chab-ssp-113spec 007187e9 005000 07278

bc2003-hr-m72-chab-ssp-114spec 008064e9 005000 07211

bc2003-hr-m72-chab-ssp-115spec 009048e9 005000 07144

bc2003-hr-m72-chab-ssp-116spec 010152e9 005000 07092

bc2003-hr-m72-chab-ssp-117spec 011391e9 005000 07039

bc2003-hr-m72-chab-ssp-118spec 012780e9 005000 06985

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56 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m72-chab-ssp-119spec 014340e9 005000 06930

bc2003-hr-m72-chab-ssp-120spec 016090e9 005000 06876

bc2003-hr-m72-chab-ssp-121spec 018053e9 005000 06823

bc2003-hr-m72-chab-ssp-122spec 020256e9 005000 06771

bc2003-hr-m72-chab-ssp-123spec 022727e9 005000 06720

bc2003-hr-m72-chab-ssp-124spec 025500e9 005000 06669

bc2003-hr-m72-chab-ssp-125spec 028612e9 005000 06618

bc2003-hr-m72-chab-ssp-126spec 032103e9 005000 06566

bc2003-hr-m72-chab-ssp-127spec 036020e9 005000 06514

bc2003-hr-m72-chab-ssp-128spec 040415e9 005000 06461

bc2003-hr-m72-chab-ssp-129spec 045347e9 005000 06410

bc2003-hr-m72-chab-ssp-130spec 050880e9 005000 06356

bc2003-hr-m72-chab-ssp-131spec 057088e9 005000 06302

bc2003-hr-m72-chab-ssp-132spec 064054e9 005000 06253

bc2003-hr-m72-chab-ssp-133spec 071870e9 005000 06196

bc2003-hr-m72-chab-ssp-134spec 080640e9 005000 06143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-135spec 090479e9 005000 06088

bc2003-hr-m72-chab-ssp-201spec 1500000e9 005000 04972

bc2003-hr-m72-chab-ssp-204spec 1575000e9 005000 04960

bc2003-hr-m72-chab-ssp-214spec 1825000e9 005000 04924

bc2003-hr-m72-chab-ssp-218spec 1925000e9 005000 04908

Cuadro 71 Base N

57 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

3416 3436 [Ne v] 34260

3718 3735 [O II] 37260

3720 3737 [O II] 37288

3796 3802 H10 37979

3833 3841 H90 38354

3862 3871 [Ne III] 38691

3882 3891 H8 HeI 38890

3961 3973 [Ne III] 39678

3961 3974 Hε 39701

4024 4030 He I 40262

4067 4070 [S II] 40686

4095 4107 Hδ 41017

4332 4346 Hγ 43405

4469 4475 He I 44715

4854 4868 Hβ 48613

4947 4968 [O III] 49589

4998 5019 [O III] 50068

5009 5022 He I 50157

5156 5164 [Fe VII] 51584

5193 5202 [N I] 51991

5267 5274 [Fe III] 52704

5868 5883 He I 58756

6296 6303 [O I] 63003

6303 6315 [S III] 63121

6355 6372 [O I] 63638

6538 6591 [N II] 65480

6547 6576 Hα 65628

6575 6591 [N II] 65835

6667 6681 He I 66782

6710 6743 [S II] 67164

6718 6743 [S II] 67308

7061 7072 He I 70652

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58 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

7125 7142 [Ar III] 71358

7315 7329 [O II] 73195

7320 7335 [O II] 73302

6845 6945 BC03 lowastlowast7165 7210 BC03 lowastlowast7550 7725 BC03 lowastlowast5880 5906 NaD 5890 lowast lowast lowast9059 9079 [S III] 90690

lowast Lınea de emision

lowastlowast Region en la problematica Bruzual y Charlot (2003)

lowast lowast lowast Absorcion del medio interestelar en 5896A

Cuadro 72 Mascara General desarrollada por NataliaVale Asari (2005) para Starlight

59 Marıa E Rojas A

  • Acroacutenimos
  • Introduccioacuten
  • Fundamentos de Espectroscopiacutea
    • Fundamentos
    • Espectros Astrofiacutesicos
    • Nuacutecleos Activos de Galaxias
      • Sistema NGC6240
      • Sistema NGC6240
      • Coacutedigo de Siacutentesis Espectral
        • Modelo Fiacutesico - Matemaacutetico
        • Modelo Computacional
        • Bases Espectrales
          • Construccioacuten de una Poblacioacuten Estelar Simple (SSPs)
          • Modelos de Poblaciones Estelares Simples
              • Extraccioacuten y Anaacutelisis de Espectros
                • Reduccioacuten
                • Caracterizacioacuten
                  • Espectroscopiacutea Sinteacutetica
                    • Siacutentesis espectral
                    • Sustraccioacuten espectral
                    • Caracterizacioacuten espectral
                      • Clasificacioacuten de NGC6240
                        • Propiedades fiacutesicas de NGC6240
                          • Conclusiones
                            • Bibliografiacutea
                              • Anexos
Page 24: Espectroscop a estelar sint etica, aplicaciones astrof sicas · con modelos estelares que siguen una l nea de tiempo, producidos por la combinacion de bibliotecas de evolucion estelar,

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

LIRGs Galaxias Luminosas en el Infrarrojo (por su siglas en ingles Luminous In-frared Galaxies) con luminosidades L sim 1011L

ULIRGs Galaxias Ultra Luminosas en el Infrarrojo (por su siglas en ingles UltraLuminous Infrared Galaxies) presentan luminosidades L gt 1012L

Starburst galaxias que presentan una tasa de formacion estelar muy alta en un cortoperiodo de tiempo de la galaxia

13 NUCLEOS ACTIVOS DE GALAXIAS 14 Marıa E Rojas A

CAPITULO 2

Sistema NGC6240

NGC6240 (IC4625 UGC10592 MCG00-43-004 VV617 Psk1650+024) es un par inte-ractuante entre una galaxia elıptica y una galaxia ultraluminosa (IRAS 16504 0228)Fosbury amp Wall (1979) con dos nucleos en la region central Fried amp Schulz H (1983)Se encuentra a una distancia de 98 Mpc con ascension recta en 16h 52m 589s y declina-cion +02 24

prime03

primeprime desplazandose con una velocidad promedio de 7339 km sminus1

La morfologıa del sistema presenta una alteracion debida a la interaccion sin embargoSchulz et al (1993) detecta por primera vez la presencia de dos nucleos en la region cen-tral que segun las imagenes en el rojo de Dopita M A et al (2002) presentan fuertescolas de marea asociadas a la fusion hecho que llevo a catalogarla como un sistema demorfologıa compleja Observaciones en el optico han establecido que la separacion entrelos dos nucleos es de aproximadamente 16

primeprime(08 kpc) (Scoville NZ et al 2000) en

sentido norte-sur siendo el nucleo sur el mas brillante mientras que observaciones enradio calculan una separacion de 14

primeprime (Carral Turner amp Ho 1990) con una velocidad

de dispersion entre ellos de 229 km s minus1 (Tecza et al 2000 Genzel et al 2001)

El sistema NGC6240 posee una metalicidad aproximada de una decima solar (Oliva ampOriglia 1998) y es una fuente infrarroja ultraluminosa en donde el 99 de la lumino-sidad es bolometrica en el infrarrojo (Wright et al 1984 Soifer et al 1984) con unaluminosidad aproximada de 3 5times 1011 L (Yun amp Carilli 2002) de donde se estima queen un 50 a 75 es proveniente de un starburst (Genzel et al 1998 Rigopoulou etal 1999 Laurent et al 2000 Lutz et al 2003) mientras que el restante 25 o 50 proviene de la luminosidad del nucleo activo (Komossa et al 2003 Iwasawa amp Comastri1998 Vignati et al 1999 Iwasawa 1999 Matt 1999) derivado de los analisis en rayos Xen la lınea de emision de FeK a 64 keV para ambos nucleos y en la emision del continuo

15

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

a 100 keV

Un analisis del espectro en el optico muestra una fuerte emision en la lınea de [O III]y una debil emision en la lınea [O II] en el nucleo sur que se contrasta con una debilemision en la lınea [O III] y una fuerte emision en la lınea de [O II] del nucleo norteBarbieri C et al (1993) El espectro de NGC 6240 se destaca ademas por la relacionentre la lıneas de emision del hidrogeno molecular y la emision de [Fe II] en 164 micras(Becklin et al 1984 Rieke et al 1985 DePoy et al 1986) siendo la emision de Hα masfuerte al noroeste de la galaxia en contraste con la emision en el rojo al norte y al oestedel sistema El continuo puede ser descrito por modelos de absorcion con una instensidadaproximada de 650 mJy (Van Driel Wet al (2000)) debida a la emision nuclear directa(Vignati et al 1999 Netzer et al 1998)

Los estudios en el optico muestran que la emision de Hα se puede ver afectadas por laabsorcion asociada a la formacion estelar este hecho se refleja en la clasificacion paraeste sistema dentro de la taxonomıa de las galaxias activas ya que que su espectro sepuede clasificar como el de una galaxia con una region nuclear emisora de baja ionizacion(LINER) o Seyfert 2 (Kewley et al 2001 Goldader et al 1997a 1997b Kim et al 1995Veilleux et al 1995)

Existen varios estudios espectroscopicos del infrarrojo (IR) en la literatura (Doyon et al1994 Lester et al 1994) que muestran diferencias en la naturaleza de la poblacion estelarse considera que la poblacion estelar joven es la dominante del sistema Oliva et al (1999)

Otros estudios reportan poca actividad de H2O (Braatz et al 1997) sin embargo se con-firma la presencia de un perfil de absorcion en OH Baan et al (1985 1992) en dondealrededor de la mitad del flujo se concentra en una gruesa estructura de disco ubicadaentre el IR y el radio con una velocidad de 800 km sminus1 y un ancho total de lınea de 1400km sminus1 que revelan la complejidad de la dinamica de gases en este sistema debida a lagran perdida de masa que se aproxima a 500 M anominus1

Las recientes observaciones de NGC6240 realizado por el Satelite Chandra permitieroninvestigar el difuso halo galactico gracias a la emision de rayos X blandos en una regionde 110 times 80 kpc donde el gas tiene una temperatura aproximada de 75 millones deKelvin con una densidad estimada de 25 times 10minus3cmminus3 una masa total de 1010M unaluminosidad de 4 times 1041erg sminus1 y una metalicidad menor a 0 1Z Un analisis espectralespacialmente resuelto revela variaciones en la emision en Hα lo que implica un enri-quecimiento uniforme por parte de las supernovas de tipo II La evidencia observacionalapunta al aumento de la formacion de estrellas dentro de una gran abundancia de gasEmanuele Nardiniet al (2013)

16 Marıa E Rojas A

CAPITULO 3

Codigo de Sıntesis Espectral

Los astronomos han desarrollado algunos metodos para obtener informacion sobre la com-posicion de las estrellas y galaxias Uno de ellos es el analisis e interpretacion de los estadoselectronicos de los iones atomos y moleculas de las atmosferas de las estrellas y medio in-terestelar pertenecientes a una galaxia los cuales son reproducidos matematicamente a finde obtener espectros integrados que reconstruyen el espectro sintetico de la galaxia Hoyse tienen dos escuelas que describen la llamada sıntesis de poblacion estelar Evolutiva ySemi-empirıca En la primera escuela la sıntesis se obtiene al reproducir un biblioteca deespectros a partir de condiciones fısicas hipoteticas como historia de formacion estelarevolucion quımica y funcion de masa inicial sin embargo hay incertidumbre sobre las con-diciones fısicas reales de cada biblioteca En la segunda escuela la sıntesis es el resultadode una combinacion lineal de espectros de estrellas yo aglomerados con incertidumbre enla capacidad de las bases estelares para reproducir las condiciones diversas de las galaxiasGomes (2005)

El Dr Roberto Cid Fernandes desarrollo en 2005 un codigo de sıntesis mediante el al-goritmo Metropolis-Markov llamado Starlight Spectral Synthesis Code -Starlight el cualcombina linealmente elementos de bases estelares construidas a partir de observaciones yelementos de bases de poblaciones estelares simples teoricas con edad metalicidad y masadesarrolladas por Bruzual amp Charlot (2003) En este capıtulo se presenta la configuracionde las propiedades fısicas matematicas y computacionales del codigo Starlight

17

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

31 Modelo Fısico - Matematico

En la sıntesis espectral el espectro de una galaxia se compone de una combinacion linealde espectros de poblaciones estelares dentro de un espacio finito ξN con N componentesy elementos Lj(λ) (j = 1 N) Cada Lj es un espectro que depende de la poblacionestelar en un intervalo de longitud de onda λ La ecuacion principal del modelo de sıntesisespectral es

M(λ) =Nsumj=1

xjLj(λ) (31)

donde xj es el coeficiente de expansion y M(λ) es el espectro modelado de salida Laecuacion 31 puede expresarse como

M(λ)

M(λ0)=

Nsumj=1

xj

(Lj(λ)

Lj(λ0)

) (32)

donde se introduce la condicion de normalizacionsumN

j=1 xj = 1 que se cumplira en lalongitud de onda λ0 Ademas es posible interpretar que

M(λ) es el espectro modelo de prueba que a diferencia del espectro observado O(λ)puede consistir de unicamente lıneas de absorcion y un continuo

λ0 es la longitud de onda normalizada M(λ0) y Lj(λ0) son los valores del modelo

y espectro de la poblacion estelar j en λ0 Para este caso se considera λ0 = 4020 A

xj es el flujo monocromatico de la componente j en λ0 en el espacio ξN con extincionAV Al conjunto minusrarrx equiv (x1 xN) se llama el vector de poblacion e indica en lapractica la fraccion de luz debido a cada elemento N Por lo general esto no sumael 100 de la contribucion de luz

Lj(λ) es la poblacion estelar j del espacio ξN que comprende un elemento de labase Cada uno corresponde a una caracterıstica astrofısica bien definida (edad (tj)

metalicidad (Zj)) asociada a Lj medida en unidades L Aminus1 M

Para hacer un analisis funcional con el objeto de encontrar las relaciones del coeficiente xjes necesario una interpretacion matematica de los dos primeros items y una interpretacionfısica de los dos ultimos ası

1 Producto Interno como las funciones del espacio ξN son analıticas es necesariogarantizar que estas cumplan una relacion de ortogonalidad y ortornormalidad enun intervalo [a b] con respecto a una funcion de peso ε(λ) es decir

(Lm(λ) Ln(λ)) =

int b

a

Lm(λ)times Ln(λ)times ε(λ)dλ = Cmnδmn

31 MODELO FISICO - MATEMATICO 18 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

donde δmn es el delta de Kronecker y Cmn es una constante entonces si δmn es 1para todos los m y n se dice que el conjunto es ortonormal Por tanto

Nsumj

xj = 1 (33)

2 Extincion no se tiene en cuenta en el modelo Se sabe que la luz al atravesarun medio interestelar de gas o polvo presenta fenomenos de absorcion o dispersioncausando el llamado enrojecimiento del espectro el cual debe ser previamente co-rregido

3 Dispersion de velocidad es un proceso fısico debido a la dinamica estelar y estarelacionado con el corrimiento Doppler Ası el efecto neto sera el ensanchamiento delas lıneas de absorcion en el espectro observado (Oλ) efecto que debe ser corregidopreviamente

Incorporando las anteriores consideraciones la ecuacion 32 para un modelo fısico resulta

M(λ)

M(λ0)=

Nsumj=1

xj

(Lj(λ)

Lj(λ0)

)r(λ)otimesG(v σ) (34)

donde

r(λ) equiv 10minus04(AλminusAλ0) es el termino de extincion Aλ es la extincion del polvo en la

longitud de onda λ y Aλ0 es el enrojecimiento en la longitud de onda normalizadaλ0 En este trabajo se asume que la curva de extincion es similar a la de nuestragalaxia por eso se utilizara la ley de extincion de Cardelli et al (1989) Ademas seasume que todas las componentes estelares es decir cada elemento de la base sufreel mismo enrojecimiento AV

G(v σ) es una distribucion gaussiana de velocidades centrada en v con amplitudde dispersion σ Los espectros de base (L1(λ) LN) son convoluıdos1 (sımbolootimes) con G(v σ) para tener el ancho de las lıneas de absorcion y emision de M(λ)debidos a la cinematica estelar

1La convolucion transforma un espectro F (λ) a un espectro I(λ) dado por

I(λ) =

int +infin

minusinfinF

(λprime =

λ

1 + vc

)G(v v σ)dv (35)

31 MODELO FISICO - MATEMATICO 19 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

32 Modelo Computacional

La herramienta computacional que permitio realizar los calculos con la ecuacion 34 seencuentra disponible en wwwstarlightufscbr El codigo realiza una descomposicion deun espectro observado O(λ) sobre una base de espectros de poblaciones estelares simplescomo una combinacion lineal encontrando el mejor ajuste de M(λ) con relacion a O(λ)El ajuste a O(λ) se realiza a traves de la tecnica derivada de la mecanica estadısticaconocida como Simulated Annealing utilizada para encontrar los parametros mınimosmediante el algoritmo Metropolis - cadenas de Markov

χ2 equiv χ2 (minusrarrx M(λ0) Av v σ)) =

λfsumλi

(O(λ)minusM(λ))2 ω(λ)2 (36)

donde ω(λ)2 = eminus1λ es la funcion de peso expresada como la mascaraerror en cada λ

siendo cero para las longitudes de onda con flujos falsos o lıneas enmascardas λi es la lon-gitud de onda inicial y λf la longitud final de la suma en la funcion de χ2 Cid Fernandeset al (2004)

El ajuste se realiza en cuatro etapas

1 Primeros ajustes (First Fits FF) Hace un amplio barrido del espacio de parametros

Programa de enfriamiento el algoritmo pasa a traves de la base N disminu-yendo la temperatura iniciando desde la mas caliente hasta un valor mınimode temperatura definido en el archivo de configuracion siguiendo la funcionde probabilidad de Boltzmann y utilizando el criterio Metropolis planteado enCid Fernandes et al (2004b)

Adaptacion de la funcion peso Ajusta el peso de forma dinamica segun laeficiencia de las temperaturas aceptadas Cid Fernandes et al (2004b)

Criterios de convergencia centralizado en el valor adimensional el cual dacuenta de la convergencia de las cadenas asociado a cada elemento de la baseGelman y Rubin et al (1992)

Parametros cinematicos se define un valor para v y σ que se mantiene cons-tante en todo el algoritmo Metropolis Cid Fernandes et al (2004b)

2 Correcciones (Clip amp Refit) permite comprobar el peso asignado a cada punto res-pecto al espectro de entrada estableciendo el NSIGMA de ajuste

3 Apropiacion (Burn-In) es considerada la ultima etapa de Starlight ya que tomatodas las cadenas de Markov construidas en el paso anterior que tengan mayorpeso para encontrar ası el mejor ajuste de un espectro de entrada respecto a cadacadena

32 MODELO COMPUTACIONAL 20 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

4 Ultimos ajustes (EX0) desecha los componentes irrelevantes de la base N y afina elajuste generando el archivo de salida

33 Bases Espectrales

Una base espectral utiliza poblaciones estelares simples (SSPs) representadas mediantecumulos de estrellas que nacen a partir de una misma nube de gas con composicion quı-mica homogenea a traves de una formacion estelar intensa y caracterizada por tener unaedad y metalicidad bien definida

Definir las componentes N de la base es de vital importancia para que los resultadostengan alguna conexion con la realidad por ejemplo si se desea identificar la edad delas componentes estelares de una galaxia es necesario que la base precise dentro de susparametros la edad o metalicidad de cada N

331 Construccion de una Poblacion Estelar Simple (SSPs)

El metodo para generar la base de poblaciones estelares contiene tres componentes prin-cipales

1 Observaciones reunidas en bibliotecas estelares de espectros Estas varıan segun latemperatura y la luminosidad de las estrellas de acuerdo con las regiones que sepueden establecer en el diagrama Hertzsprung-Russell (HR)

2 Modelos teoricos de trayectorias evolutivas Estas predicen como serıa la evolucionde las estrellas en un diagrama HR que aportan a la formalizacion de una poblacionestelar

3 Funcion de masa inicial (FMI) φ(m) Pondera el numero de estrellas de masa entrem y m + dm independiente del tiempo y normalizada como

intmφ(m)dm = 1

El espectro de una estrella de masa m que depende de la longitud de onda λ la metali-cidad Z y la edad tprime definido por I(λm t

prime Z) en luminosidades solares [L] y con untiempo de vida τ(m) se define como

I(λm tprime Z) =

f(λm t

prime Z) si tprime le τ(m)

0 si tprime gt τ(m)(37)

donde f es una funcion de λm tprime y Z

Ahora se define

Ψ(tprime) tasa de formacion estelar

33 BASES ESPECTRALES 21 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Z(tprime) ley de enriquecimiento quımico

si se tiene una nube de gas con formacion estelar donde despues de un tiempo de vidat se tienen varias estrellas de distintas masas con edad tprime se debe satisfacer la relaciontprime le t ya que las estrellas no pueden ser mayores que el sistema Sin embargo las estre-llas con edades tprime nacieron en un tiempo t minus tprime donde la tasa de formacion estelar y elenriquecimiento quımico son diferentes de las actuales

El numero de estrellas con edad entre tprime y tprime+dtprime y masas entre m y m+dm en un tiempot esta dada por

dN(t) = Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdtprime (38)

Si la metalicidad esta dada por Z(tminus tprime) la suma de los espectros de las estrellas de edadentre tprime y tprime + dtprime y de masas entre m y m+ dm en el tiempo t es

I total(λm tprime Z(tminus tprime)) = I(λm t

prime Z(tminus tprime))times dN(t)

I total(λm tprime Z(tminus tprime)) = I(λm t

prime Z(tminus tprime))Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdtprime (39)

El espectro total en el tiempo t teniendo en cuenta todas las estrellas con masas entre ellımite inferior de las masas estelares (Mupp) y el lımite superior de masas estelares (Mlow)es

I(λ t) =

int t

0

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(tminus tprime))Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdt

prime (310)

Esta es la ecuacion general para crear un espectro l(λ t) de poblaciones estelares sujetoa una tasa de formacion estelar y a un enriquecimiento quımico determinado Por tantopara formar una poblacion estelar simple con una metalicidad Z y una edad t bien definidasolamente es necesario establecer Ψ(tminus tprime) como

Ψ(tminus tprime) = C times δ(tminus tprime) (311)

donde C es una constante de dimensiones [C] equiv [M] y δ(t minus tprime) equiv [anominus1] Luego laecuacion 310 se reemplaza por

I(λ t) =

int t

0

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(tminus tprime))Cδ(tminus tprime)φ(m)dmdt

prime (312)

Por tanto el espectro con una metalicidad definida en un tiempo tprime = 0 es

I(λ t) = C

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(0))φ(m)dm (313)

Con una poblacion estelar simple es posible generar los elementos de la base a partir dela ecuacion 313 como

33 BASES ESPECTRALES 22 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

L(λ t Z(0)) =I(λ t)

C

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(0))φ(m)dm (314)

L(λ t Z(0)) puede ser llamado Lj(λ) cuando t = tj y Z(0) = Zj con unidades [Lminus1Mminus1

]Por lo tanto el termino Lj(λ) se puede expresar como

Lj(λ) asympsumi

I(mi tj Z(j))φ(mi)∆mi donde τ(mi) le tj (315)

indicando que para calcular Lj(λ) se suman los espectros individuales de estrellas de unabiblioteca estelar dada a lo largo de una edad tj y metalicidad Zj por una funcion de masainicial

332 Modelos de Poblaciones Estelares Simples

Los espectros de las estrellas Lj(λ) se agrupan en diferentes modelos de poblaciones es-telares simples (SSPs) difiriendo en el conjunto de bibliotecas estelares y requerimientosevolutivos pero todos utilizan la funcion de masa de Chabrier (2003)

Υ(logm) prop

exp[minus

(logm minus logmc)2

2σ2

] si m le 1M

mminus13 si m gt 1M

(316)

con mc = 0008 y σ = 0069 Esta funcion de masa indica la cantidad de estrellas en unintervalo logarıtmico de masa 2

Los modelos utilizados son

STELIB (Stellar Library) contiene 249 estrellas observadas entre 3200A - 9500A yresolucion espectral de 3A (Le Borgne et al 2003)

2 podemos reemplazar φ(m) con la condicion de normalizacionint Mupp

Mlow

mΥ(logm)d logm = 1 (317)

con d logm

dm= 1

m ln 10 = d logm

dm= log e

m tenemos

log e

int Mupp

Mlow

Υ(logm)dm =

int Mupp

Mlow

mφ(m)dm = 1 (318)

por tanto

φ(m) = log eΥ(logm)

m (319)

33 BASES ESPECTRALES 23 Marıa E Rojas A

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Nombre Metalicidad [Z] Fuente

Padova 1994 0001ndash 010 Alongi et al (1993)

Bressan et al (1993)

Fagotto et al (1994a)

Fagotto et al (1994b)

Girardi et al (1996)

Padova 2000 00004 ndash003 Girardi et al (2000)

Geneva 002 Schaller et al (1992)

Charbonnel et al (1996)

Charbonnel et al (1999)

Cuadro 31 Trayectorias Evolutivas usadas en BC03 Fuente BC03

MILES (A Medium Resolution INT Library of Empirical Spectra) Contiene 985estrellas observadas entre 3200A - 7500A y resolucion media de 23A (Sanchez-Blazquez et al 2006)

Granada contiene 1654 espectros estelares compuestos con modelos de atmosferaestelar entre 3000A - 7000A y resolucion espectral de 03A (Martins et al 2005)

Bruzual amp Charlot (2003 BC03) Contiene 26 modelos de base con SSPs calculadosutilizando trayectoria evolutiva de Padova 1994 (Alongi et al 1993 Bressan et al1993 Fagotto et al 1994 Girardi et al 1996) cada base contiene 221 espectros dealta resolucion con edades desde t = 0 a t = 20 Giga anos en un rango de 3200A -9500A en unidades de LAminus1 Mminus1

13 de estas SSPS utilizan la FMI de Chabrier(2003) con Mlow = 01 M y Mupp = 100 M normalizados a una masa total de1M en las estrellas a la edad t = 0 las otras 13 SSPs son analogos Salpeter

Para este trabajo se adapto la base de poblaciones estelares simples de la biblioteca deBruzual e Charlot (2003 BC03) que se basa en trayectorias evolutivas y en bibliotecasde espectros estelares descritas en la tabla 31 32 y 33 La mayorıa de los resultadospublicados de Starlight usan este modelo por su amplia gama en edades y metalicidades

Para reproducir la formacion estelar de NGC6240 se utiliza una base que contiene 200SSPs con edades entre 2 times 106 y 13times1010 anos con resolucion de 3A en un rango de3200A a 9500A para las metalicidades de 02Z (m42) 04Z (m52) 1Z (m62) y 25Z(m72) con rutas evolutivas de Padova 1994 libreria STELIB 2003 y funcion masa inicialde Chabrier (2003) mostrados en el cuadro anexo 71 y visualizados en la figura 31 Ca-da una de las figuras representa una metalicidad de la base con sus respectivos 50 SSPscorrespondientes a diferentes edades En ellas es posible observar que los espectros se

33 BASES ESPECTRALES 24 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Nombre Tipo Intervalo de Resolucion Intervalo de Fuente

longitud de onda metalididad

BaSeL teorica 91 A a 160 micro m 300 105Z a 10Z Kurucz (1995 pc)

Bessel et al (1989)

Bessel et al (1991)

Fluks et al (1994)

Allard amp Hauschidt (1995)

Rauch (2002)

STELIB observacional 3200A a 9500A 2000 - 20 lt[FeH] lt050 Le Borgne et al (2003)

Pickles observacional 1205A a 25 micro m 500 Z Pickles (1998)

Fanelli et al (1992)

Cuadro 32 Bibliotecas de espectros estelares de BC03 Fuente BC03

Nombre Calibracion Fuente

BaSeL 10 teorica Lejeune et al (1997)

Lejeune et al (1998)

BaSeL 22 semi-empırica Lejeune et al (1997)

Lejeune et al (1998)

BaSeL 31 semi-empırica Westera (2000)

Padova 2000 00004 a 003 Westera et al (2002)

Cuadro 33 Diferentes calibraciones basadas BaSeL Fuente BC03

33 BASES ESPECTRALES 25 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

distribuyen desde la poblacion estelar de mayor temperatura en la parte superior hastalas mas frıas en la parte inferior cada espectro se encuentra calibrado por flujo y sonnormalizados a la unidad de masa solar (M)

Otra caracterıstica de la base BC03 es que no reproduce las lıneas de emision observadaspor lo tanto solo es posible reproducir las lıneas de absorcion debidas a la formacionestelar Es entonces donde el codigo requiere enmascarar o definir rangos de longitud deonda que correspondan a las lıneas de emision con el fin de aumentar la sensibilidaddel ajuste y encontrar ası la componente de absorcion que puede estar siendo opacadapor las lıneas de emision del mismo intervalo Para este trabajo se utiliza la mascarageneral dispuesta dentro del codigo adaptada en la tesis doctoral Natalia Vale Asari(2005) donde se enmascaran la lıneas de emision mas fuertes La mascara esta basada enlos trabajos de Gonzalez-Delgado et al (1995) Pastoriza et al(1993) Benjamin et al(1999) y Zhang et al (2005) y en regiones problematicas de la base de Bruzual y Charlot(2003) asociadas a efectos turbulentos entre 6845A - 6945A y entre 7550A - 7725A y laregion entre 7165A -7210A debida a errores sistematicos La mascara general detallada sepuede ver en la tabla anexa 72

33 BASES ESPECTRALES 26 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

02 Z∘

Log(L λ)[L ∘Å-

1 M∘-

1 ]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

04 Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

file=357911131415171921232527293133353639414345474951535557596163

(a) (b)Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

file=357911131517192123252729313335373941434547495153555759

25Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

y136y135y132y131y130y129y128y127y125y122y121y120y119y118y117y116y115y114y109y106y98y95y94y93y92y90y88y89y97y86y85y84y83y81y59y58y57y56y55y54x51y51y49x48y48y47y46y40y39

(c) (d)

Figura 31 Espectros de SSPs del modelo BC03 Bruzual amp Charlot 2003 para diferentesmetalicidades (a) 02Z (m42) (b) 04Z (m52) (c) 1Z(m62) (d) 25Z(m72) cadametalicidad contiene 50 SSPs con edades entre 2times 106 y 13times 1010 anos Resolucion de3A

33 BASES ESPECTRALES 27 Marıa E Rojas A

CAPITULO 4

Extraccion y Analisis de Espectros

El espectro original se obtuvo con el espectrografo ISIS del telescopio William Herschel de4 2m (WHT) instalado en la Palma (Canarias) utilizando las configuraciones R300B -CCD EEV 12 y R316R - CCD MARCONI2 para los brazos azul y rojo respectivamenteentre 3000A- 5000A y 5000A - 7800A con una escala de 149 segundos de arcomm alo largo de la hendidura El espectro fue cedido por la doctora Rosa Gomez Delgadodel Instituto de Astrofısica de Andalucia Los detalles de la observacion se encuentranregistrados en la tabla 41

Fecha Brazo CCD+gratting Slit PA Slit width (arcsec) texp[sec]

20050910 Red MARCONI2+R316R 88593063 1237020 900

20050909 Blue EEV12+R300B 88620857 1237020 900

Cuadro 41 Resumen de las observaciones espectroscopicas de NGC6240

41 Reduccion

En un espectro obtenido con una apertura donde no es posible identificar cual es lazona espacialmente localizada se hace necesario encontrar la orientacion espacial a fin deajustar la imagen espectral respecto a una imagen fotografica de orientacion conocida Estareorientacion fue realizada por Rosa Gomez Delgado y Mario A Higuera G con rutinas deIRAF (Image Reducction and Astronomical Facilities ver httpwwwirafcom) tomandocomo imagen fotografica de referencia la dispuesta en la base del Telescopio EspacialHubble (HST) ver httphubblesiteorggallery

28

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Figura 41 Reduccion espectral para el filtro Rojo separacion espacial fuente Mario AHiguera G

Un vez reorientado el espectro original se realizo una separacion de la cantidad de luzque paso a traves de la apertura del instrumento para los filtros rojo y azul a lo largodel rango espacial definido En la apertura espacial aparecen todas las fuentes de emisionpresentes en el momento del registro Al visualizarlas con la rutina apall de IRAF figura41 se separan las regiones de estudio

El analisis permito identificar y reducir seis zonas en total para cada filtro que al sersuperpuestas con la imagen fotografica espacial de NGC6240 se distiguieron ası zona Inucleo del sur zona II proximidad hacia el sur de la zona I zona III proximidad hacia elnorte del registro fotografico zona IV nucleo del norte zona V seccion intermedia entrelos dos nucleos y finalmente la zona VI estrella de calibracion

De todas las zonas se obtuvo un espectro para cada filtro estos fueron normalizados ypromediados con el fin de dar unicidad y ası permitir visualizar un espectro del visible enun rango entre 3200A y 7200A para todas las zonas Los espectros obtenidos se corrigieronpor Doppler (z = 0024480 NED ver httpnedipaccaltechedu) y exceso de colorasociado al polvo segun Cardelli et al (1989) en donde

E(BminusV ) = minus232 log

(Rint

Robs

)siendo Rint = 31 y Robs =HαHβ la relacion de flujos previamnete calibados de las lıneasHα y Hβ medidos por tecnica de separacion en LINER1

1LINER herramienta computacional del reporte interno de Richard W Pogge la cual utiliza una

41 REDUCCION 29 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Figura 42 Imagen fotografica del HST de NGC6240

Los espectros al final de la reduccion que se utilizaron para este trabajo se presentan enla figura 43

Al realizar el analisis de cada una de las zonas reducidas se encuentra que las zonas Iy IV presentan espectros asociados a nucleos activos las zonas II y III corresponden alas regiones adyacentes de estos nucleos que debido a su baja razon senal-ruido no serananalizadas en este trabajo la zona V corresponde a la zona intermedia debida a la fuertecomponente estelar presente en el espectro y finalmente la zona VI presenta un espectrocaracterıstico de una estrella identificada en la imagen fotografica que se utiliza comopatron de referencia figura 42

tecnica que define un continuo arbitrario sobre el cual es posible marcar el centro esperado de una lıneasobre un espectro esto permite adquirir los valores de λ centro de lınea FWHM ancho equivalente yflujo de las lıneas tanto de emision como de absorcion

41 REDUCCION 30 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

0

2eminus13

4eminus13

6eminus13

8eminus13

λ[Å]4000 5000 6000

Zona I

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

0

2eminus16

4eminus16

6eminus16

8eminus16

1eminus15

12eminus15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona II

(a) (b)

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

minus2eminus16

minus1eminus16

0

1eminus16

2eminus16

3eminus16

4eminus16

λ[Å]3000 4000 5000 6000 7000

Zona III

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

0

5eminus14

1eminus13

15eminus13

2eminus13

25eminus13

3eminus13

35eminus13

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona IV

(c) (d)

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

minus1eminus16

0

1eminus16

2eminus16

3eminus16

4eminus16

5eminus16

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona V

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

2eminus17

4eminus17

6eminus17

8eminus17

1eminus16

12eminus16

λ[Å]4000 5000 6000 7000

ZonaVI

(e) (f)

Figura 43 Espectros reducidos del visible para NGC6240 (a) Zona I (b) Zona II (c)Zona III (d) Zona IV (e) Zona V (f) Zona VI

41 REDUCCION 31 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

42 Caracterizacion

Los espectros de las zonas I y IV son caracterizados por los valores de λ centro de lıneaFWHM ancho equivalente y flujo de las lıneas de absorcion y emision los cuales se puedenobservar en las tablas 42 y 43 para cada zona respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259856 141934 121105 932365

He I lowast 3820000 38243220 240649 -368885 -331320

[Ne III] 3868760 38665283 196365 960760 849525

K-Ca II lowast 3933000 39298906 825863 -438132 -378235

H-Ca II lowast 3968000 39671277 970000 -270968 -230588

He I 4026000 40302915 870264 207639 172326

[S II] 4068600 40671338 613711 167254 136787

Fe II 4178862 41774009 188631 0157450 0123046

Hδ 4101740 41114917 365668 0608985 0489181

Hγ 4340471 43366045 920191 176589 128710

Hβ 4861300 48590737 156186 132648 538800

[O III] 4958900 49586538 303193 112192 394091

[ OIII] 5006840 50054878 217619 263052 856364

C-C lowast 5165000 51681416 204788 -181874 -0543207

Fe II 5197570 51986562 182212 770700 227194

Na-I(D) lowast 5892000 58881143 119381 -971280 -202980

[O I] 6300304 62998452 208984 297493 540325

[O I] 6363776 63638130 213094 886981 157329

[N II] 6548050 65467163 236476 372079 629095

Hα 6562819 65614551 236476 988640 172153

[N II] 6583460 65830864 236476 950283 194036

[S II] 6716440 67180718 184565 402939 743104

[S II] 6730810 67330210 184565 288223 514382lowast Lınea de absorcion

Cuadro 42 Lıneas identificadas en la Zona I de NGC6240

En la caracterizacion de las dos zonas sobresale una significativa emision de Hβ [OIII]5007A Hα y [NII] 6585A asociadas a la formacion estelar o actividad del nucleo galacticoTambien es posible observar la presencia de lıneas de emision de HeI [OI] en conjuntocon la serie de Balmer Ası mismo fue posible medir la lınea de emision [OII] en 3727Ajunto con las lıneas de H-Ca K-Ca

42 CARACTERIZACION 32 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3728815 37295811 139871 980735 752002

[Ne III] 3868760 38702319 202032 129640 988668

K-Ca II lowast 3933000 39331504 649803 -303453 -241752

H-Ca II lowast 3968000 39680195 689754 -287500 -234462

G-banda lowast 4301000 43048105 301566 -703450 -553622

Hγ 4340471 43404194 808685 104001 0771791

Hβ 4861300 48625376 157743 105704 477370

[O III] 4958900 49602510 204316 867190 374412

[O III] 5006840 50088350 156499 203541 858706

C-C lowast 5165000 51694761 221025 -478236 -186147

[O I] 6300304 62999092 223367 346819 593403

[O I] 6363776 63637612 260837 125170 209970

[N II] 6548050 65507192 180655 374786 791877

Hα 6562819 65663501 180655 788344 165570

[N II] 6583460 65867407 180655 101594 211693

[S II] 6716440 67188540 132432 320833 634206

[S II] 6730810 67328965 185795 414013 81368lowast Lınea de absorcion

Cuadro 43 Lıneas identificadas en la Zona IV de NGC6240

42 CARACTERIZACION 33 Marıa E Rojas A

CAPITULO 5

Espectroscopıa Sintetica

Ajustada la sintesis de poblacion estelar inherente al codigo Starlight se estudio la galaxiaNGC6240 y se obtuvieron propiedades fısicas tales como la composicion estelar a lo largode la historia de la formacion estelar de la galaxia bajo la biblioteca de Bruzual y Char-lot (2003) parametros cineticos como extincion por polvo AV y el vector de poblacionestelar en terminos de una fraccion de luz(xj) obtenidos con la interprestacion del porcen-taje de formacion estelar sintetica y las caracterısticas de las lıneas de absorcion obtenidas

51 Sıntesis espectral

Con el fin de encontrar la sintesis de la poblacion estelar de los dos nucleos del sistema encolision NGC6240 se ejecuto el codigo Starlight para las zonas en las que era posible vi-sualizar la regiones centrales de cada nucleo zonas I y IV Con estos espectros de entradase ejecutaron las combinaciones lineales de la base de Bruzual y Charlot (2003) para lasmetalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z individualmente con esto se identificaron laspoblaciones estelares que contribuıan en la reproduccion sintetica de cada zona Con baseen estos resultados parciales finalmente se construyo la base que mejor representa cadazona respectivamente Esta contiene 200 poblaciones estelares con edades entre 2 times 106

y 13times1010 anos resolucion de 3A en un rango de 3200A a 9500A con metalicidades de02Z 04Z 1Z y 25Z rutas evolutivas de Padova 1994 libreria STELIB y funcionmasa inicial de Chabrier (2003)

La busqueda del mejor ajuste entre el espectro de entrada y el espectro de salida se centroen disminuir al maximo el valor de la relacion [chi2Nleff ] la cual relaciona el valor delχ2 de cada valor de λ Otro valor que se tuvo en cuenta fue la desviacion media porcentual

34

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

de todos los pıxeles con relacion al espectro de entrada [adev( )] los mejores valores seregistraron en la tabla 51

Parametro Zona I Zona IV

[chi2Nleff ] 137545 113193

[adev( )] 638644 446156

Cuadro 51 Calidad del ajuste de Starlight

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

Figura 51 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral I de NGC6240 (trazo negro)

Los espectros de la formacion estelar logrados con este ajuste se muestran en las figuras51 y 52 en donde el trazo rojo representa la formacıon estelar asociada al espectro deentrada representado con el trazo negro de las zonas I y IV respectivamente

En estas figuras se puede observar una componente de absorcion sintetica por cada lıneade emision observada del espectro de entrada como es el caso de las lıneas en la longitudde onda de 3740A 3796A 3837A 3887A 3933A 3969A 4098A 4338A 4100A 4339A4860A 6548A las cuales corresponde a transiciones electronicas conocidas y definidas enel cuadro 11

51 SINTESIS ESPECTRAL 35 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

ObservadoSinteacutetico

Figura 52 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral IV de NGC6240 (trazo negro)

51 SINTESIS ESPECTRAL 36 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

52 Sustraccion espectral

Un vez definida la formacion estelar de cada una de la zonas espectrales se realizo unasustraccion de la formacion estelar asociada a cada zona con el fin de descontaminar elespectro de emision del nucleo activo filtrando ası un espectro de mejores caracterısticasel cual es posible observar en el trazo azul de las figuras 53 y 54

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 53 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral I de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral I de NGC6240 (negro)obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z(b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 37 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 54 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral VI de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral IV de NGC6240(negro) obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Zy 25Z (b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 38 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

53 Caracterizacion espectral

Cada uno de los espectros se caracterizo con la identificacion de todas las lıneas de emisionpresentes en ellas una vez realizada la sustraccion mediante un ajuste de tipo gaussianodefinido en un continuo aleatorio en el software LINER siendo posible obtener el centrode lınea el ancho total a la mitad de la altura (FWHM) y el flujo total visualizados enlas tablas 53 y 53 para las zonas I y IV respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259714 145056 273839 953139

H11 3770630 37686479 440904 425545 149716

H10 3797898 37960681 401993 326624 112110

H9 3835384 38334482 367421 376538 124836

[Ne III] 3868760 38685388 179806 168928 541474

K Ca-II lowast 3933000 39294148 131932 -206818 -623528

H Ca-II 3968000 39691155 446669 468596 135456

He I 4026000 40263750 264590 900988 244257

[S II] 4068600 40721025 240745 173767 446216

Hδ 4101740 40978579 169919 276703 688289

Hγ 4340471 43382275 130266 353231 612874

Hβ 4861300 48594336 151258 -677140 792772

[O III] 4958900 49571484 182238 -129678 227669

[O III] 5006840 50056445 189935 -360470 737521

Fe II 5197570 51990830 217043 -909013 291244

[O I] 6300304 62998164 236848 -365105 644235

[O I] 6363776 63634268 280102 -542065 239085

[NII] 6548050 65466426 250518 -330128 652055

Hα 6562819 65614375 250518 -114643 186725

[N II] 6583460 65836201 250518 -195511 214778

[S II] 6716440 67192485 222886 -472177 102774

[S II] 6730810 67358408 222886 -280570 502474lowast Lınea de absorcion

Cuadro 52 Lıneas de Emision Zona I de NGC6240

531 Clasificacion de NGC6240

Para clasificar a NGC6240 entre los tipos de nucleo activo descritos en la literatura seutilizo las razones de flujo para la ubicacion de este sistema en el diagrama BPT (Bald-win Phillips amp Terlevich 1981) descrito en Cid Fernandes et al (2010) como la mejorseparacion entre galaxias tipo Seyfert LINER y de formacion estelar fuerte mediante la

53 CARACTERIZACION ESPECTRAL 39 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[ O I] 3726032 37296033 143969 -221934 787713

[Ne III] 3868760 38706140 118089 -233171 399531

K Ca-II lowast 3933000 39330952 120923 341232 -383848

S II 4076349 40792864 693475 913706 854107

Hδ 4101742 41004019 936462 679737 301683

Fe II lowast 4303176 43052456 192020 -119689 -283858

Hγ 4340471 43394087 100879 155567 419237

Hβ 4861300 48617803 144197 -647377 680787

[O III] 4958900 49606152 172003 -194691 316305

[O III] 5006840 50090156 161854 -479744 914152

[O I] 6300304 63029087 178476 -155210 621454

[O I] 6363776 63667563 189027 334244 199334

[N II] 6548050 65512285 184697 -152528 896611

Hα 6562819 65665557 184697 -1004495E+06 173249

[N II ] 6583460 65869326 184697 711567 217207

[S II] 6716440 67182754 122346 -459232 516263

[S II] 6730810 67316655 212515 -152349 100130lowast Lınea de absorcion

Cuadro 53 Lıneas de Emision Zona IV de NGC6240

relacion de los flujos de las lıneas de emision de Hα Hβ [NII]λ6584 y [OIII]λ5007 enlog([NII]λ6584 Hα) y log([OIII]λ5007Hβ) que para el caso de la region VI es

log([NII]λ6584 Hα) =020

y

log([OIII]λ5007 Hβ) =-028

lo que ubica a NGC6240 en el diagrama BPT dentro de las galaxia tipo LINER en con-cordancia con el catalogo de Veron-Cetty de (2006)

54 Propiedades fısicas de NGC6240

Los parametros derivados del mejor modelo de la sıntesis permiten adicionalmente calcu-lar y encontrar algunas propiedades fısicas de la galaxia tabla 54 A partir de cada unode estos parametros fue posible asociar las siguientes propiedades

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 40 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Parametro Definicion Zona I Zona IV

[summinus of minus xj( )] Vector de poblacion estelar 9422336 9897032

[Miniminus tot] Fraccion de masa 846570E+02 706677E+03

[Mcor minus tot] Logaritmo de la masa estelar [M] 613714E+02 363687E+03

[v0minusmin(kms)] -11323 -13292

[vdminusmin(kms)] 4700 8439

[AV minusmin(mag)] Atenuacion del polvo [magnitud] -10000 -10000

Cuadro 54 Calidad del ajuste de Starlight

Zona OSP IPS YPS

I 0 176488 765745

IV 06582 355544 614753

Cuadro 55 Porcentaje de formacion estelar sintetica de NGC6240 poblacion estelar joven(YSPs) t le 0 1 Giga anos poblacion estelar con edad intermedia (ISP) 0 1 lt tISP le 2Giga anos la poblacion estelar con edad superior (OSP) 125 Giga ano Rodrıguez ZaurınJ et al (2008)

EdadLa interpretacion del termino [summinus of minus xj( )] vector poblacion xj discutido enla seccion 31 permitio clasificar la poblacion estelar sintetica en i poblacion estelarjoven (YSPs) con componentes estelares de edad t le 0 1 Giga ano ii poblacionestelar con edad intermedia (ISP) con componentes de edad entre 0 1 lt tISP le 2Giga ano y iii poblacion estelar con edad superior (OSP) con componentes de edadmayor que 12 5 Giga ano Rodrıguez Zaurın J et al (2008) Es entonces como alrealizar un tabulacion de este vector en la sıntesis de NGC6240 se puede concluirque mas del 60 de la poblacion estelar corresponde a poblacion estelar joven elporcentaje de cada componente segun la zona se especifica en la cuadro 55

MetalicidadEl porcentaje de las metalicidades empleadas para reproducir el sistema NGC6240fueron tabulados en el cuadro 56 Se puede concluir que existe una contribucion depoblacion estelar de tipo frıo K o M ya que la metalicidad de este tipo de poblacioneses aproximadamente cero mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para lazona IV pertenecen a poblaciones mas calientes de tipo espectral O y M

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 41 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Zona 02Z( ) 04Z( ) 1Z( ) 25Z( )

I 219 3618 5583 00002

IV 1289 4501 4105 0

Cuadro 56 Porcentaje de la metalicidad media en la sıntesis de NGC6240

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 42 Marıa E Rojas A

CAPITULO 6

Conclusiones

Del mapeo de la galaxia NGC 6240 se logro extraer un espectro de buenas caracte-rısticas correspondiente a las zonas I y IV las cuales responden a las zonas espacialesde los nucleos de la galaxia mientras que para las demas zonas es necesario aunrealizar algunas reducciones con mayor detalle para lograr ası eliminar el alto ruidopresente en los espectros

Sobre los espectros espacialmente definidos se realizo una extraccion que permitioidentificar las lıneas de emision y absorcion presente en la zonas I y IV

Con base en la combinacion de las bases de poblaciones estelares de Bruzual GCharlot S (2003) se construyo un espectro sintetico de buenas caracterısticas conla ejecucion de Spectral Synthesis Code -Starlight Cid Fernandes R (2005) en laszonas I y IV

Se realizo una sustraccion entre el espectro observado y el espectro sintetico a fin deeliminar la componente de absorcion asociada con la formacion estelar reproducidacon el espectro sintetico obtenido dando origen a una tabla de flujos reales de lıneasde emision que no habıan sido posible medir debido a la superposicion de las lıneasde absorcion asociadas a la actividad de formacion estelar de la galaxia huesped

La poblacion estelar presente en el espectro sintetico de NGC 6240 segun la literaturade Rodrıguez Zaurın J (2008) es una poblacion estelar joven con edades entret le 0 1 Giga ano con un porcentaje del 765745 en la zona I y 614753 enla zona IV La poblacion estelar con edad intermedia entre 0 1 lt tISP le 2 Gigaano presentan un porcentaje mas bajo del 176488 y 355544 en las zonas I yIV respectivamente Mientras que la poblacion estelar mayor de 125 Giga ano notienen asociado ningun porcentaje en la contribucion del espectro sintetico

43

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Existe una poca contribucion de poblacion estelar de tipo frıo K o M en NGC6240ya que la metalicidad de este tipo de poblaciones es aproximadamente cero en lasıntesis espectral mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para la zona IVpertenecen a poblaciones jovenes de tipo espectral O y M

44 Marıa E Rojas A

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BIBLIOGRAFIA 50 Marıa E Rojas A

CAPITULO 7

Anexos

SSP Edad [anos] Z Mstar

bc2003-hr-m42-chab-ssp-032spec 000174e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-034spec 000191e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-051spec 000417e9 000400 09666

bc2003-hr-m42-chab-ssp-052spec 000437e9 000400 09622

bc2003-hr-m42-chab-ssp-053spec 000457e9 000400 09579

bc2003-hr-m42-chab-ssp-054spec 000479e9 000400 09534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-055spec 000501e9 000400 09488

bc2003-hr-m42-chab-ssp-070spec 001000e9 000400 08862

bc2003-hr-m42-chab-ssp-073spec 001148e9 000400 08752

bc2003-hr-m42-chab-ssp-074spec 001202e9 000400 08716

bc2003-hr-m42-chab-ssp-075spec 001259e9 000400 08680

bc2003-hr-m42-chab-ssp-076spec 001318e9 000400 08644

bc2003-hr-m42-chab-ssp-077spec 001380e9 000400 08608

bc2003-hr-m42-chab-ssp-078spec 001445e9 000400 08571

bc2003-hr-m42-chab-ssp-079spec 001514e9 000400 08534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-080spec 001585e9 000400 08501

bc2003-hr-m42-chab-ssp-081spec 001660e9 000400 08469

bc2003-hr-m42-chab-ssp-082spec 001738e9 000400 08436

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51

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m42-chab-ssp-084spec 001905e9 000400 08369

bc2003-hr-m42-chab-ssp-087spec 002188e9 000400 08269

bc2003-hr-m42-chab-ssp-088spec 002291e9 000400 08237

bc2003-hr-m42-chab-ssp-112spec 006405e9 000400 07525

bc2003-hr-m42-chab-ssp-113spec 007187e9 000400 07446

bc2003-hr-m42-chab-ssp-114spec 008064e9 000400 07366

bc2003-hr-m42-chab-ssp-115spec 009048e9 000400 07287

bc2003-hr-m42-chab-ssp-116spec 010152e9 000400 07207

bc2003-hr-m42-chab-ssp-117spec 011391e9 000400 07130

bc2003-hr-m42-chab-ssp-118spec 012780e9 000400 07064

bc2003-hr-m42-chab-ssp-119spec 014340e9 000400 06997

bc2003-hr-m42-chab-ssp-120spec 016090e9 000400 06930

bc2003-hr-m42-chab-ssp-121spec 018053e9 000400 06863

bc2003-hr-m42-chab-ssp-122spec 020256e9 000400 06800

bc2003-hr-m42-chab-ssp-123spec 022727e9 000400 06738

bc2003-hr-m42-chab-ssp-124spec 025500e9 000400 06676

bc2003-hr-m42-chab-ssp-125spec 028612e9 000400 06613

bc2003-hr-m42-chab-ssp-126spec 032103e9 000400 06550

bc2003-hr-m42-chab-ssp-127spec 036020e9 000400 06486

bc2003-hr-m42-chab-ssp-128spec 040415e9 000400 06427

bc2003-hr-m42-chab-ssp-129spec 045347e9 000400 06370

bc2003-hr-m42-chab-ssp-130spec 050880e9 000400 06313

bc2003-hr-m42-chab-ssp-131spec 057088e9 000400 06256

bc2003-hr-m42-chab-ssp-132spec 064054e9 000400 06197

bc2003-hr-m42-chab-ssp-133spec 071870e9 000400 06140

bc2003-hr-m42-chab-ssp-134spec 080640e9 000400 06082

bc2003-hr-m42-chab-ssp-135spec 090479e9 000400 06024

bc2003-hr-m42-chab-ssp-201spec 1500000e9 000400 04919

bc2003-hr-m42-chab-ssp-204spec 1575000e9 000400 04915

bc2003-hr-m42-chab-ssp-214spec 1825000e9 000400 04875

bc2003-hr-m42-chab-ssp-218spec 1925000e9 000400 04872

bc2003-hr-m52-chab-ssp-031spec 000166e9 000800 10000

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52 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-032spec 000174e9 000800 10000

bc2003-hr-m52-chab-ssp-034spec 000191e9 000800 10000

bc2003-hr-m52-chab-ssp-051spec 000417e9 000800 09645

bc2003-hr-m52-chab-ssp-052spec 000437e9 000800 09599

bc2003-hr-m52-chab-ssp-054spec 000479e9 000800 09496

bc2003-hr-m52-chab-ssp-055spec 000501e9 000800 09443

bc2003-hr-m52-chab-ssp-070spec 001000e9 000800 08827

bc2003-hr-m52-chab-ssp-073spec 001148e9 000800 08725

bc2003-hr-m52-chab-ssp-074spec 001202e9 000800 08691

bc2003-hr-m52-chab-ssp-075spec 001259e9 000800 08657

bc2003-hr-m52-chab-ssp-076spec 001318e9 000800 08622

bc2003-hr-m52-chab-ssp-077spec 001380e9 000800 08587

bc2003-hr-m52-chab-ssp-078spec 001445e9 000800 08552

bc2003-hr-m52-chab-ssp-079spec 001514e9 000800 08517

bc2003-hr-m52-chab-ssp-080spec 001585e9 000800 08485

bc2003-hr-m52-chab-ssp-081spec 001660e9 000800 08453

bc2003-hr-m52-chab-ssp-082spec 001738e9 000800 08420

bc2003-hr-m52-chab-ssp-083spec 001820e9 000800 08387

bc2003-hr-m52-chab-ssp-084spec 001905e9 000800 08354

bc2003-hr-m52-chab-ssp-087spec 002188e9 000800 08256

bc2003-hr-m52-chab-ssp-088spec 002291e9 000800 08226

bc2003-hr-m52-chab-ssp-112spec 006405e9 000800 07527

bc2003-hr-m52-chab-ssp-113spec 007187e9 000800 07451

bc2003-hr-m52-chab-ssp-114spec 008064e9 000800 07376

bc2003-hr-m52-chab-ssp-115spec 009048e9 000800 07301

bc2003-hr-m52-chab-ssp-116spec 010152e9 000800 07226

bc2003-hr-m52-chab-ssp-117spec 011391e9 000800 07150

bc2003-hr-m52-chab-ssp-118spec 012780e9 000800 07088

bc2003-hr-m52-chab-ssp-119spec 014340e9 000800 07026

bc2003-hr-m52-chab-ssp-120spec 016090e9 000800 06963

bc2003-hr-m52-chab-ssp-121spec 018053e9 000800 06900

bc2003-hr-m52-chab-ssp-122spec 020256e9 000800 06838

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53 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-123spec 022727e9 000800 06781

bc2003-hr-m52-chab-ssp-124spec 025500e9 000800 06723

bc2003-hr-m52-chab-ssp-125spec 028612e9 000800 06665

bc2003-hr-m52-chab-ssp-126spec 032103e9 000800 06607

bc2003-hr-m52-chab-ssp-127spec 036020e9 000800 06548

bc2003-hr-m52-chab-ssp-128spec 040415e9 000800 06490

bc2003-hr-m52-chab-ssp-129spec 045347e9 000800 06434

bc2003-hr-m52-chab-ssp-130spec 050880e9 000800 06377

bc2003-hr-m52-chab-ssp-131spec 057088e9 000800 06318

bc2003-hr-m52-chab-ssp-132spec 064054e9 000800 06266

bc2003-hr-m52-chab-ssp-133spec 071870e9 000800 06205

bc2003-hr-m52-chab-ssp-134spec 080640e9 000800 06145

bc2003-hr-m52-chab-ssp-135spec 090479e9 000800 06086

bc2003-hr-m52-chab-ssp-201spec 1500000e9 000800 04936

bc2003-hr-m52-chab-ssp-204spec 1575000e9 000800 04935

bc2003-hr-m52-chab-ssp-214spec 1825000e9 000800 04887

bc2003-hr-m52-chab-ssp-218spec 1925000e9 000800 04882

bc2003-hr-m62-chab-ssp-031spec 000166e9 002000 10000

bc2003-hr-m62-chab-ssp-032spec 000174e9 002000 10000

bc2003-hr-m62-chab-ssp-034spec 000191e9 002000 09996

bc2003-hr-m62-chab-ssp-051spec 000417e9 002000 09535

bc2003-hr-m62-chab-ssp-052spec 000437e9 002000 09482

bc2003-hr-m62-chab-ssp-054spec 000479e9 002000 09384

bc2003-hr-m62-chab-ssp-055spec 000501e9 002000 09342

bc2003-hr-m62-chab-ssp-070spec 001000e9 002000 08751

bc2003-hr-m62-chab-ssp-071spec 001047e9 002000 08716

bc2003-hr-m62-chab-ssp-072spec 001096e9 002000 08680

bc2003-hr-m62-chab-ssp-073spec 001148e9 002000 08644

bc2003-hr-m62-chab-ssp-074spec 001202e9 002000 08608

bc2003-hr-m62-chab-ssp-075spec 001259e9 002000 08572

bc2003-hr-m62-chab-ssp-076spec 001318e9 002000 08535

bc2003-hr-m62-chab-ssp-077spec 001380e9 002000 08503

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54 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-078spec 001445e9 002000 08472

bc2003-hr-m62-chab-ssp-079spec 001514e9 002000 08440

bc2003-hr-m62-chab-ssp-081spec 001660e9 002000 08375

bc2003-hr-m62-chab-ssp-082spec 001738e9 002000 08342

bc2003-hr-m62-chab-ssp-084spec 001905e9 002000 08276

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bc2003-hr-m62-chab-ssp-114spec 008064e9 002000 07360

bc2003-hr-m62-chab-ssp-115spec 009048e9 002000 07291

bc2003-hr-m62-chab-ssp-116spec 010152e9 002000 07221

bc2003-hr-m62-chab-ssp-117spec 011391e9 002000 07150

bc2003-hr-m62-chab-ssp-118spec 012780e9 002000 07093

bc2003-hr-m62-chab-ssp-119spec 014340e9 002000 07036

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bc2003-hr-m62-chab-ssp-129spec 045347e9 002000 06484

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bc2003-hr-m62-chab-ssp-131spec 057088e9 002000 06376

bc2003-hr-m62-chab-ssp-132spec 064054e9 002000 06322

bc2003-hr-m62-chab-ssp-133spec 071870e9 002000 06265

bc2003-hr-m62-chab-ssp-134spec 080640e9 002000 06209

bc2003-hr-m62-chab-ssp-135spec 090479e9 002000 06152

bc2003-hr-m62-chab-ssp-201spec 1500000e9 002000 04999

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55 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-204spec 1575000e9 002000 04991

bc2003-hr-m62-chab-ssp-214spec 1825000e9 002000 04946

bc2003-hr-m62-chab-ssp-218spec 1925000e9 002000 04941

bc2003-hr-m72-chab-ssp-031spec 000166e9 005000 09918

bc2003-hr-m72-chab-ssp-032spec 000174e9 005000 09933

bc2003-hr-m72-chab-ssp-034spec 000191e9 005000 09890

bc2003-hr-m72-chab-ssp-051spec 000417e9 005000 09299

bc2003-hr-m72-chab-ssp-052spec 000437e9 005000 09260

bc2003-hr-m72-chab-ssp-054spec 000479e9 005000 09186

bc2003-hr-m72-chab-ssp-055spec 000501e9 005000 09147

bc2003-hr-m72-chab-ssp-070spec 001000e9 005000 08524

bc2003-hr-m72-chab-ssp-071spec 001047e9 005000 08491

bc2003-hr-m72-chab-ssp-072spec 001096e9 005000 08459

bc2003-hr-m72-chab-ssp-073spec 001148e9 005000 08427

bc2003-hr-m72-chab-ssp-074spec 001202e9 005000 08393

bc2003-hr-m72-chab-ssp-075spec 001259e9 005000 08360

bc2003-hr-m72-chab-ssp-076spec 001318e9 005000 08326

bc2003-hr-m72-chab-ssp-077spec 001380e9 005000 08292

bc2003-hr-m72-chab-ssp-078spec 001445e9 005000 08262

bc2003-hr-m72-chab-ssp-079spec 001514e9 005000 08233

bc2003-hr-m72-chab-ssp-081spec 001660e9 005000 08174

bc2003-hr-m72-chab-ssp-082spec 001738e9 005000 08143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-084spec 001905e9 005000 08081

bc2003-hr-m72-chab-ssp-087spec 002188e9 005000 07990

bc2003-hr-m72-chab-ssp-088spec 002291e9 005000 07958

bc2003-hr-m72-chab-ssp-112spec 006405e9 005000 07345

bc2003-hr-m72-chab-ssp-113spec 007187e9 005000 07278

bc2003-hr-m72-chab-ssp-114spec 008064e9 005000 07211

bc2003-hr-m72-chab-ssp-115spec 009048e9 005000 07144

bc2003-hr-m72-chab-ssp-116spec 010152e9 005000 07092

bc2003-hr-m72-chab-ssp-117spec 011391e9 005000 07039

bc2003-hr-m72-chab-ssp-118spec 012780e9 005000 06985

Continua en la pagina siguiente

56 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m72-chab-ssp-119spec 014340e9 005000 06930

bc2003-hr-m72-chab-ssp-120spec 016090e9 005000 06876

bc2003-hr-m72-chab-ssp-121spec 018053e9 005000 06823

bc2003-hr-m72-chab-ssp-122spec 020256e9 005000 06771

bc2003-hr-m72-chab-ssp-123spec 022727e9 005000 06720

bc2003-hr-m72-chab-ssp-124spec 025500e9 005000 06669

bc2003-hr-m72-chab-ssp-125spec 028612e9 005000 06618

bc2003-hr-m72-chab-ssp-126spec 032103e9 005000 06566

bc2003-hr-m72-chab-ssp-127spec 036020e9 005000 06514

bc2003-hr-m72-chab-ssp-128spec 040415e9 005000 06461

bc2003-hr-m72-chab-ssp-129spec 045347e9 005000 06410

bc2003-hr-m72-chab-ssp-130spec 050880e9 005000 06356

bc2003-hr-m72-chab-ssp-131spec 057088e9 005000 06302

bc2003-hr-m72-chab-ssp-132spec 064054e9 005000 06253

bc2003-hr-m72-chab-ssp-133spec 071870e9 005000 06196

bc2003-hr-m72-chab-ssp-134spec 080640e9 005000 06143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-135spec 090479e9 005000 06088

bc2003-hr-m72-chab-ssp-201spec 1500000e9 005000 04972

bc2003-hr-m72-chab-ssp-204spec 1575000e9 005000 04960

bc2003-hr-m72-chab-ssp-214spec 1825000e9 005000 04924

bc2003-hr-m72-chab-ssp-218spec 1925000e9 005000 04908

Cuadro 71 Base N

57 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

3416 3436 [Ne v] 34260

3718 3735 [O II] 37260

3720 3737 [O II] 37288

3796 3802 H10 37979

3833 3841 H90 38354

3862 3871 [Ne III] 38691

3882 3891 H8 HeI 38890

3961 3973 [Ne III] 39678

3961 3974 Hε 39701

4024 4030 He I 40262

4067 4070 [S II] 40686

4095 4107 Hδ 41017

4332 4346 Hγ 43405

4469 4475 He I 44715

4854 4868 Hβ 48613

4947 4968 [O III] 49589

4998 5019 [O III] 50068

5009 5022 He I 50157

5156 5164 [Fe VII] 51584

5193 5202 [N I] 51991

5267 5274 [Fe III] 52704

5868 5883 He I 58756

6296 6303 [O I] 63003

6303 6315 [S III] 63121

6355 6372 [O I] 63638

6538 6591 [N II] 65480

6547 6576 Hα 65628

6575 6591 [N II] 65835

6667 6681 He I 66782

6710 6743 [S II] 67164

6718 6743 [S II] 67308

7061 7072 He I 70652

Continua en la pagina siguiente

58 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

7125 7142 [Ar III] 71358

7315 7329 [O II] 73195

7320 7335 [O II] 73302

6845 6945 BC03 lowastlowast7165 7210 BC03 lowastlowast7550 7725 BC03 lowastlowast5880 5906 NaD 5890 lowast lowast lowast9059 9079 [S III] 90690

lowast Lınea de emision

lowastlowast Region en la problematica Bruzual y Charlot (2003)

lowast lowast lowast Absorcion del medio interestelar en 5896A

Cuadro 72 Mascara General desarrollada por NataliaVale Asari (2005) para Starlight

59 Marıa E Rojas A

  • Acroacutenimos
  • Introduccioacuten
  • Fundamentos de Espectroscopiacutea
    • Fundamentos
    • Espectros Astrofiacutesicos
    • Nuacutecleos Activos de Galaxias
      • Sistema NGC6240
      • Sistema NGC6240
      • Coacutedigo de Siacutentesis Espectral
        • Modelo Fiacutesico - Matemaacutetico
        • Modelo Computacional
        • Bases Espectrales
          • Construccioacuten de una Poblacioacuten Estelar Simple (SSPs)
          • Modelos de Poblaciones Estelares Simples
              • Extraccioacuten y Anaacutelisis de Espectros
                • Reduccioacuten
                • Caracterizacioacuten
                  • Espectroscopiacutea Sinteacutetica
                    • Siacutentesis espectral
                    • Sustraccioacuten espectral
                    • Caracterizacioacuten espectral
                      • Clasificacioacuten de NGC6240
                        • Propiedades fiacutesicas de NGC6240
                          • Conclusiones
                            • Bibliografiacutea
                              • Anexos
Page 25: Espectroscop a estelar sint etica, aplicaciones astrof sicas · con modelos estelares que siguen una l nea de tiempo, producidos por la combinacion de bibliotecas de evolucion estelar,

CAPITULO 2

Sistema NGC6240

NGC6240 (IC4625 UGC10592 MCG00-43-004 VV617 Psk1650+024) es un par inte-ractuante entre una galaxia elıptica y una galaxia ultraluminosa (IRAS 16504 0228)Fosbury amp Wall (1979) con dos nucleos en la region central Fried amp Schulz H (1983)Se encuentra a una distancia de 98 Mpc con ascension recta en 16h 52m 589s y declina-cion +02 24

prime03

primeprime desplazandose con una velocidad promedio de 7339 km sminus1

La morfologıa del sistema presenta una alteracion debida a la interaccion sin embargoSchulz et al (1993) detecta por primera vez la presencia de dos nucleos en la region cen-tral que segun las imagenes en el rojo de Dopita M A et al (2002) presentan fuertescolas de marea asociadas a la fusion hecho que llevo a catalogarla como un sistema demorfologıa compleja Observaciones en el optico han establecido que la separacion entrelos dos nucleos es de aproximadamente 16

primeprime(08 kpc) (Scoville NZ et al 2000) en

sentido norte-sur siendo el nucleo sur el mas brillante mientras que observaciones enradio calculan una separacion de 14

primeprime (Carral Turner amp Ho 1990) con una velocidad

de dispersion entre ellos de 229 km s minus1 (Tecza et al 2000 Genzel et al 2001)

El sistema NGC6240 posee una metalicidad aproximada de una decima solar (Oliva ampOriglia 1998) y es una fuente infrarroja ultraluminosa en donde el 99 de la lumino-sidad es bolometrica en el infrarrojo (Wright et al 1984 Soifer et al 1984) con unaluminosidad aproximada de 3 5times 1011 L (Yun amp Carilli 2002) de donde se estima queen un 50 a 75 es proveniente de un starburst (Genzel et al 1998 Rigopoulou etal 1999 Laurent et al 2000 Lutz et al 2003) mientras que el restante 25 o 50 proviene de la luminosidad del nucleo activo (Komossa et al 2003 Iwasawa amp Comastri1998 Vignati et al 1999 Iwasawa 1999 Matt 1999) derivado de los analisis en rayos Xen la lınea de emision de FeK a 64 keV para ambos nucleos y en la emision del continuo

15

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

a 100 keV

Un analisis del espectro en el optico muestra una fuerte emision en la lınea de [O III]y una debil emision en la lınea [O II] en el nucleo sur que se contrasta con una debilemision en la lınea [O III] y una fuerte emision en la lınea de [O II] del nucleo norteBarbieri C et al (1993) El espectro de NGC 6240 se destaca ademas por la relacionentre la lıneas de emision del hidrogeno molecular y la emision de [Fe II] en 164 micras(Becklin et al 1984 Rieke et al 1985 DePoy et al 1986) siendo la emision de Hα masfuerte al noroeste de la galaxia en contraste con la emision en el rojo al norte y al oestedel sistema El continuo puede ser descrito por modelos de absorcion con una instensidadaproximada de 650 mJy (Van Driel Wet al (2000)) debida a la emision nuclear directa(Vignati et al 1999 Netzer et al 1998)

Los estudios en el optico muestran que la emision de Hα se puede ver afectadas por laabsorcion asociada a la formacion estelar este hecho se refleja en la clasificacion paraeste sistema dentro de la taxonomıa de las galaxias activas ya que que su espectro sepuede clasificar como el de una galaxia con una region nuclear emisora de baja ionizacion(LINER) o Seyfert 2 (Kewley et al 2001 Goldader et al 1997a 1997b Kim et al 1995Veilleux et al 1995)

Existen varios estudios espectroscopicos del infrarrojo (IR) en la literatura (Doyon et al1994 Lester et al 1994) que muestran diferencias en la naturaleza de la poblacion estelarse considera que la poblacion estelar joven es la dominante del sistema Oliva et al (1999)

Otros estudios reportan poca actividad de H2O (Braatz et al 1997) sin embargo se con-firma la presencia de un perfil de absorcion en OH Baan et al (1985 1992) en dondealrededor de la mitad del flujo se concentra en una gruesa estructura de disco ubicadaentre el IR y el radio con una velocidad de 800 km sminus1 y un ancho total de lınea de 1400km sminus1 que revelan la complejidad de la dinamica de gases en este sistema debida a lagran perdida de masa que se aproxima a 500 M anominus1

Las recientes observaciones de NGC6240 realizado por el Satelite Chandra permitieroninvestigar el difuso halo galactico gracias a la emision de rayos X blandos en una regionde 110 times 80 kpc donde el gas tiene una temperatura aproximada de 75 millones deKelvin con una densidad estimada de 25 times 10minus3cmminus3 una masa total de 1010M unaluminosidad de 4 times 1041erg sminus1 y una metalicidad menor a 0 1Z Un analisis espectralespacialmente resuelto revela variaciones en la emision en Hα lo que implica un enri-quecimiento uniforme por parte de las supernovas de tipo II La evidencia observacionalapunta al aumento de la formacion de estrellas dentro de una gran abundancia de gasEmanuele Nardiniet al (2013)

16 Marıa E Rojas A

CAPITULO 3

Codigo de Sıntesis Espectral

Los astronomos han desarrollado algunos metodos para obtener informacion sobre la com-posicion de las estrellas y galaxias Uno de ellos es el analisis e interpretacion de los estadoselectronicos de los iones atomos y moleculas de las atmosferas de las estrellas y medio in-terestelar pertenecientes a una galaxia los cuales son reproducidos matematicamente a finde obtener espectros integrados que reconstruyen el espectro sintetico de la galaxia Hoyse tienen dos escuelas que describen la llamada sıntesis de poblacion estelar Evolutiva ySemi-empirıca En la primera escuela la sıntesis se obtiene al reproducir un biblioteca deespectros a partir de condiciones fısicas hipoteticas como historia de formacion estelarevolucion quımica y funcion de masa inicial sin embargo hay incertidumbre sobre las con-diciones fısicas reales de cada biblioteca En la segunda escuela la sıntesis es el resultadode una combinacion lineal de espectros de estrellas yo aglomerados con incertidumbre enla capacidad de las bases estelares para reproducir las condiciones diversas de las galaxiasGomes (2005)

El Dr Roberto Cid Fernandes desarrollo en 2005 un codigo de sıntesis mediante el al-goritmo Metropolis-Markov llamado Starlight Spectral Synthesis Code -Starlight el cualcombina linealmente elementos de bases estelares construidas a partir de observaciones yelementos de bases de poblaciones estelares simples teoricas con edad metalicidad y masadesarrolladas por Bruzual amp Charlot (2003) En este capıtulo se presenta la configuracionde las propiedades fısicas matematicas y computacionales del codigo Starlight

17

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

31 Modelo Fısico - Matematico

En la sıntesis espectral el espectro de una galaxia se compone de una combinacion linealde espectros de poblaciones estelares dentro de un espacio finito ξN con N componentesy elementos Lj(λ) (j = 1 N) Cada Lj es un espectro que depende de la poblacionestelar en un intervalo de longitud de onda λ La ecuacion principal del modelo de sıntesisespectral es

M(λ) =Nsumj=1

xjLj(λ) (31)

donde xj es el coeficiente de expansion y M(λ) es el espectro modelado de salida Laecuacion 31 puede expresarse como

M(λ)

M(λ0)=

Nsumj=1

xj

(Lj(λ)

Lj(λ0)

) (32)

donde se introduce la condicion de normalizacionsumN

j=1 xj = 1 que se cumplira en lalongitud de onda λ0 Ademas es posible interpretar que

M(λ) es el espectro modelo de prueba que a diferencia del espectro observado O(λ)puede consistir de unicamente lıneas de absorcion y un continuo

λ0 es la longitud de onda normalizada M(λ0) y Lj(λ0) son los valores del modelo

y espectro de la poblacion estelar j en λ0 Para este caso se considera λ0 = 4020 A

xj es el flujo monocromatico de la componente j en λ0 en el espacio ξN con extincionAV Al conjunto minusrarrx equiv (x1 xN) se llama el vector de poblacion e indica en lapractica la fraccion de luz debido a cada elemento N Por lo general esto no sumael 100 de la contribucion de luz

Lj(λ) es la poblacion estelar j del espacio ξN que comprende un elemento de labase Cada uno corresponde a una caracterıstica astrofısica bien definida (edad (tj)

metalicidad (Zj)) asociada a Lj medida en unidades L Aminus1 M

Para hacer un analisis funcional con el objeto de encontrar las relaciones del coeficiente xjes necesario una interpretacion matematica de los dos primeros items y una interpretacionfısica de los dos ultimos ası

1 Producto Interno como las funciones del espacio ξN son analıticas es necesariogarantizar que estas cumplan una relacion de ortogonalidad y ortornormalidad enun intervalo [a b] con respecto a una funcion de peso ε(λ) es decir

(Lm(λ) Ln(λ)) =

int b

a

Lm(λ)times Ln(λ)times ε(λ)dλ = Cmnδmn

31 MODELO FISICO - MATEMATICO 18 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

donde δmn es el delta de Kronecker y Cmn es una constante entonces si δmn es 1para todos los m y n se dice que el conjunto es ortonormal Por tanto

Nsumj

xj = 1 (33)

2 Extincion no se tiene en cuenta en el modelo Se sabe que la luz al atravesarun medio interestelar de gas o polvo presenta fenomenos de absorcion o dispersioncausando el llamado enrojecimiento del espectro el cual debe ser previamente co-rregido

3 Dispersion de velocidad es un proceso fısico debido a la dinamica estelar y estarelacionado con el corrimiento Doppler Ası el efecto neto sera el ensanchamiento delas lıneas de absorcion en el espectro observado (Oλ) efecto que debe ser corregidopreviamente

Incorporando las anteriores consideraciones la ecuacion 32 para un modelo fısico resulta

M(λ)

M(λ0)=

Nsumj=1

xj

(Lj(λ)

Lj(λ0)

)r(λ)otimesG(v σ) (34)

donde

r(λ) equiv 10minus04(AλminusAλ0) es el termino de extincion Aλ es la extincion del polvo en la

longitud de onda λ y Aλ0 es el enrojecimiento en la longitud de onda normalizadaλ0 En este trabajo se asume que la curva de extincion es similar a la de nuestragalaxia por eso se utilizara la ley de extincion de Cardelli et al (1989) Ademas seasume que todas las componentes estelares es decir cada elemento de la base sufreel mismo enrojecimiento AV

G(v σ) es una distribucion gaussiana de velocidades centrada en v con amplitudde dispersion σ Los espectros de base (L1(λ) LN) son convoluıdos1 (sımbolootimes) con G(v σ) para tener el ancho de las lıneas de absorcion y emision de M(λ)debidos a la cinematica estelar

1La convolucion transforma un espectro F (λ) a un espectro I(λ) dado por

I(λ) =

int +infin

minusinfinF

(λprime =

λ

1 + vc

)G(v v σ)dv (35)

31 MODELO FISICO - MATEMATICO 19 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

32 Modelo Computacional

La herramienta computacional que permitio realizar los calculos con la ecuacion 34 seencuentra disponible en wwwstarlightufscbr El codigo realiza una descomposicion deun espectro observado O(λ) sobre una base de espectros de poblaciones estelares simplescomo una combinacion lineal encontrando el mejor ajuste de M(λ) con relacion a O(λ)El ajuste a O(λ) se realiza a traves de la tecnica derivada de la mecanica estadısticaconocida como Simulated Annealing utilizada para encontrar los parametros mınimosmediante el algoritmo Metropolis - cadenas de Markov

χ2 equiv χ2 (minusrarrx M(λ0) Av v σ)) =

λfsumλi

(O(λ)minusM(λ))2 ω(λ)2 (36)

donde ω(λ)2 = eminus1λ es la funcion de peso expresada como la mascaraerror en cada λ

siendo cero para las longitudes de onda con flujos falsos o lıneas enmascardas λi es la lon-gitud de onda inicial y λf la longitud final de la suma en la funcion de χ2 Cid Fernandeset al (2004)

El ajuste se realiza en cuatro etapas

1 Primeros ajustes (First Fits FF) Hace un amplio barrido del espacio de parametros

Programa de enfriamiento el algoritmo pasa a traves de la base N disminu-yendo la temperatura iniciando desde la mas caliente hasta un valor mınimode temperatura definido en el archivo de configuracion siguiendo la funcionde probabilidad de Boltzmann y utilizando el criterio Metropolis planteado enCid Fernandes et al (2004b)

Adaptacion de la funcion peso Ajusta el peso de forma dinamica segun laeficiencia de las temperaturas aceptadas Cid Fernandes et al (2004b)

Criterios de convergencia centralizado en el valor adimensional el cual dacuenta de la convergencia de las cadenas asociado a cada elemento de la baseGelman y Rubin et al (1992)

Parametros cinematicos se define un valor para v y σ que se mantiene cons-tante en todo el algoritmo Metropolis Cid Fernandes et al (2004b)

2 Correcciones (Clip amp Refit) permite comprobar el peso asignado a cada punto res-pecto al espectro de entrada estableciendo el NSIGMA de ajuste

3 Apropiacion (Burn-In) es considerada la ultima etapa de Starlight ya que tomatodas las cadenas de Markov construidas en el paso anterior que tengan mayorpeso para encontrar ası el mejor ajuste de un espectro de entrada respecto a cadacadena

32 MODELO COMPUTACIONAL 20 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

4 Ultimos ajustes (EX0) desecha los componentes irrelevantes de la base N y afina elajuste generando el archivo de salida

33 Bases Espectrales

Una base espectral utiliza poblaciones estelares simples (SSPs) representadas mediantecumulos de estrellas que nacen a partir de una misma nube de gas con composicion quı-mica homogenea a traves de una formacion estelar intensa y caracterizada por tener unaedad y metalicidad bien definida

Definir las componentes N de la base es de vital importancia para que los resultadostengan alguna conexion con la realidad por ejemplo si se desea identificar la edad delas componentes estelares de una galaxia es necesario que la base precise dentro de susparametros la edad o metalicidad de cada N

331 Construccion de una Poblacion Estelar Simple (SSPs)

El metodo para generar la base de poblaciones estelares contiene tres componentes prin-cipales

1 Observaciones reunidas en bibliotecas estelares de espectros Estas varıan segun latemperatura y la luminosidad de las estrellas de acuerdo con las regiones que sepueden establecer en el diagrama Hertzsprung-Russell (HR)

2 Modelos teoricos de trayectorias evolutivas Estas predicen como serıa la evolucionde las estrellas en un diagrama HR que aportan a la formalizacion de una poblacionestelar

3 Funcion de masa inicial (FMI) φ(m) Pondera el numero de estrellas de masa entrem y m + dm independiente del tiempo y normalizada como

intmφ(m)dm = 1

El espectro de una estrella de masa m que depende de la longitud de onda λ la metali-cidad Z y la edad tprime definido por I(λm t

prime Z) en luminosidades solares [L] y con untiempo de vida τ(m) se define como

I(λm tprime Z) =

f(λm t

prime Z) si tprime le τ(m)

0 si tprime gt τ(m)(37)

donde f es una funcion de λm tprime y Z

Ahora se define

Ψ(tprime) tasa de formacion estelar

33 BASES ESPECTRALES 21 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Z(tprime) ley de enriquecimiento quımico

si se tiene una nube de gas con formacion estelar donde despues de un tiempo de vidat se tienen varias estrellas de distintas masas con edad tprime se debe satisfacer la relaciontprime le t ya que las estrellas no pueden ser mayores que el sistema Sin embargo las estre-llas con edades tprime nacieron en un tiempo t minus tprime donde la tasa de formacion estelar y elenriquecimiento quımico son diferentes de las actuales

El numero de estrellas con edad entre tprime y tprime+dtprime y masas entre m y m+dm en un tiempot esta dada por

dN(t) = Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdtprime (38)

Si la metalicidad esta dada por Z(tminus tprime) la suma de los espectros de las estrellas de edadentre tprime y tprime + dtprime y de masas entre m y m+ dm en el tiempo t es

I total(λm tprime Z(tminus tprime)) = I(λm t

prime Z(tminus tprime))times dN(t)

I total(λm tprime Z(tminus tprime)) = I(λm t

prime Z(tminus tprime))Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdtprime (39)

El espectro total en el tiempo t teniendo en cuenta todas las estrellas con masas entre ellımite inferior de las masas estelares (Mupp) y el lımite superior de masas estelares (Mlow)es

I(λ t) =

int t

0

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(tminus tprime))Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdt

prime (310)

Esta es la ecuacion general para crear un espectro l(λ t) de poblaciones estelares sujetoa una tasa de formacion estelar y a un enriquecimiento quımico determinado Por tantopara formar una poblacion estelar simple con una metalicidad Z y una edad t bien definidasolamente es necesario establecer Ψ(tminus tprime) como

Ψ(tminus tprime) = C times δ(tminus tprime) (311)

donde C es una constante de dimensiones [C] equiv [M] y δ(t minus tprime) equiv [anominus1] Luego laecuacion 310 se reemplaza por

I(λ t) =

int t

0

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(tminus tprime))Cδ(tminus tprime)φ(m)dmdt

prime (312)

Por tanto el espectro con una metalicidad definida en un tiempo tprime = 0 es

I(λ t) = C

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(0))φ(m)dm (313)

Con una poblacion estelar simple es posible generar los elementos de la base a partir dela ecuacion 313 como

33 BASES ESPECTRALES 22 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

L(λ t Z(0)) =I(λ t)

C

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(0))φ(m)dm (314)

L(λ t Z(0)) puede ser llamado Lj(λ) cuando t = tj y Z(0) = Zj con unidades [Lminus1Mminus1

]Por lo tanto el termino Lj(λ) se puede expresar como

Lj(λ) asympsumi

I(mi tj Z(j))φ(mi)∆mi donde τ(mi) le tj (315)

indicando que para calcular Lj(λ) se suman los espectros individuales de estrellas de unabiblioteca estelar dada a lo largo de una edad tj y metalicidad Zj por una funcion de masainicial

332 Modelos de Poblaciones Estelares Simples

Los espectros de las estrellas Lj(λ) se agrupan en diferentes modelos de poblaciones es-telares simples (SSPs) difiriendo en el conjunto de bibliotecas estelares y requerimientosevolutivos pero todos utilizan la funcion de masa de Chabrier (2003)

Υ(logm) prop

exp[minus

(logm minus logmc)2

2σ2

] si m le 1M

mminus13 si m gt 1M

(316)

con mc = 0008 y σ = 0069 Esta funcion de masa indica la cantidad de estrellas en unintervalo logarıtmico de masa 2

Los modelos utilizados son

STELIB (Stellar Library) contiene 249 estrellas observadas entre 3200A - 9500A yresolucion espectral de 3A (Le Borgne et al 2003)

2 podemos reemplazar φ(m) con la condicion de normalizacionint Mupp

Mlow

mΥ(logm)d logm = 1 (317)

con d logm

dm= 1

m ln 10 = d logm

dm= log e

m tenemos

log e

int Mupp

Mlow

Υ(logm)dm =

int Mupp

Mlow

mφ(m)dm = 1 (318)

por tanto

φ(m) = log eΥ(logm)

m (319)

33 BASES ESPECTRALES 23 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Nombre Metalicidad [Z] Fuente

Padova 1994 0001ndash 010 Alongi et al (1993)

Bressan et al (1993)

Fagotto et al (1994a)

Fagotto et al (1994b)

Girardi et al (1996)

Padova 2000 00004 ndash003 Girardi et al (2000)

Geneva 002 Schaller et al (1992)

Charbonnel et al (1996)

Charbonnel et al (1999)

Cuadro 31 Trayectorias Evolutivas usadas en BC03 Fuente BC03

MILES (A Medium Resolution INT Library of Empirical Spectra) Contiene 985estrellas observadas entre 3200A - 7500A y resolucion media de 23A (Sanchez-Blazquez et al 2006)

Granada contiene 1654 espectros estelares compuestos con modelos de atmosferaestelar entre 3000A - 7000A y resolucion espectral de 03A (Martins et al 2005)

Bruzual amp Charlot (2003 BC03) Contiene 26 modelos de base con SSPs calculadosutilizando trayectoria evolutiva de Padova 1994 (Alongi et al 1993 Bressan et al1993 Fagotto et al 1994 Girardi et al 1996) cada base contiene 221 espectros dealta resolucion con edades desde t = 0 a t = 20 Giga anos en un rango de 3200A -9500A en unidades de LAminus1 Mminus1

13 de estas SSPS utilizan la FMI de Chabrier(2003) con Mlow = 01 M y Mupp = 100 M normalizados a una masa total de1M en las estrellas a la edad t = 0 las otras 13 SSPs son analogos Salpeter

Para este trabajo se adapto la base de poblaciones estelares simples de la biblioteca deBruzual e Charlot (2003 BC03) que se basa en trayectorias evolutivas y en bibliotecasde espectros estelares descritas en la tabla 31 32 y 33 La mayorıa de los resultadospublicados de Starlight usan este modelo por su amplia gama en edades y metalicidades

Para reproducir la formacion estelar de NGC6240 se utiliza una base que contiene 200SSPs con edades entre 2 times 106 y 13times1010 anos con resolucion de 3A en un rango de3200A a 9500A para las metalicidades de 02Z (m42) 04Z (m52) 1Z (m62) y 25Z(m72) con rutas evolutivas de Padova 1994 libreria STELIB 2003 y funcion masa inicialde Chabrier (2003) mostrados en el cuadro anexo 71 y visualizados en la figura 31 Ca-da una de las figuras representa una metalicidad de la base con sus respectivos 50 SSPscorrespondientes a diferentes edades En ellas es posible observar que los espectros se

33 BASES ESPECTRALES 24 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Nombre Tipo Intervalo de Resolucion Intervalo de Fuente

longitud de onda metalididad

BaSeL teorica 91 A a 160 micro m 300 105Z a 10Z Kurucz (1995 pc)

Bessel et al (1989)

Bessel et al (1991)

Fluks et al (1994)

Allard amp Hauschidt (1995)

Rauch (2002)

STELIB observacional 3200A a 9500A 2000 - 20 lt[FeH] lt050 Le Borgne et al (2003)

Pickles observacional 1205A a 25 micro m 500 Z Pickles (1998)

Fanelli et al (1992)

Cuadro 32 Bibliotecas de espectros estelares de BC03 Fuente BC03

Nombre Calibracion Fuente

BaSeL 10 teorica Lejeune et al (1997)

Lejeune et al (1998)

BaSeL 22 semi-empırica Lejeune et al (1997)

Lejeune et al (1998)

BaSeL 31 semi-empırica Westera (2000)

Padova 2000 00004 a 003 Westera et al (2002)

Cuadro 33 Diferentes calibraciones basadas BaSeL Fuente BC03

33 BASES ESPECTRALES 25 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

distribuyen desde la poblacion estelar de mayor temperatura en la parte superior hastalas mas frıas en la parte inferior cada espectro se encuentra calibrado por flujo y sonnormalizados a la unidad de masa solar (M)

Otra caracterıstica de la base BC03 es que no reproduce las lıneas de emision observadaspor lo tanto solo es posible reproducir las lıneas de absorcion debidas a la formacionestelar Es entonces donde el codigo requiere enmascarar o definir rangos de longitud deonda que correspondan a las lıneas de emision con el fin de aumentar la sensibilidaddel ajuste y encontrar ası la componente de absorcion que puede estar siendo opacadapor las lıneas de emision del mismo intervalo Para este trabajo se utiliza la mascarageneral dispuesta dentro del codigo adaptada en la tesis doctoral Natalia Vale Asari(2005) donde se enmascaran la lıneas de emision mas fuertes La mascara esta basada enlos trabajos de Gonzalez-Delgado et al (1995) Pastoriza et al(1993) Benjamin et al(1999) y Zhang et al (2005) y en regiones problematicas de la base de Bruzual y Charlot(2003) asociadas a efectos turbulentos entre 6845A - 6945A y entre 7550A - 7725A y laregion entre 7165A -7210A debida a errores sistematicos La mascara general detallada sepuede ver en la tabla anexa 72

33 BASES ESPECTRALES 26 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

02 Z∘

Log(L λ)[L ∘Å-

1 M∘-

1 ]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

04 Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

file=357911131415171921232527293133353639414345474951535557596163

(a) (b)Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

file=357911131517192123252729313335373941434547495153555759

25Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

y136y135y132y131y130y129y128y127y125y122y121y120y119y118y117y116y115y114y109y106y98y95y94y93y92y90y88y89y97y86y85y84y83y81y59y58y57y56y55y54x51y51y49x48y48y47y46y40y39

(c) (d)

Figura 31 Espectros de SSPs del modelo BC03 Bruzual amp Charlot 2003 para diferentesmetalicidades (a) 02Z (m42) (b) 04Z (m52) (c) 1Z(m62) (d) 25Z(m72) cadametalicidad contiene 50 SSPs con edades entre 2times 106 y 13times 1010 anos Resolucion de3A

33 BASES ESPECTRALES 27 Marıa E Rojas A

CAPITULO 4

Extraccion y Analisis de Espectros

El espectro original se obtuvo con el espectrografo ISIS del telescopio William Herschel de4 2m (WHT) instalado en la Palma (Canarias) utilizando las configuraciones R300B -CCD EEV 12 y R316R - CCD MARCONI2 para los brazos azul y rojo respectivamenteentre 3000A- 5000A y 5000A - 7800A con una escala de 149 segundos de arcomm alo largo de la hendidura El espectro fue cedido por la doctora Rosa Gomez Delgadodel Instituto de Astrofısica de Andalucia Los detalles de la observacion se encuentranregistrados en la tabla 41

Fecha Brazo CCD+gratting Slit PA Slit width (arcsec) texp[sec]

20050910 Red MARCONI2+R316R 88593063 1237020 900

20050909 Blue EEV12+R300B 88620857 1237020 900

Cuadro 41 Resumen de las observaciones espectroscopicas de NGC6240

41 Reduccion

En un espectro obtenido con una apertura donde no es posible identificar cual es lazona espacialmente localizada se hace necesario encontrar la orientacion espacial a fin deajustar la imagen espectral respecto a una imagen fotografica de orientacion conocida Estareorientacion fue realizada por Rosa Gomez Delgado y Mario A Higuera G con rutinas deIRAF (Image Reducction and Astronomical Facilities ver httpwwwirafcom) tomandocomo imagen fotografica de referencia la dispuesta en la base del Telescopio EspacialHubble (HST) ver httphubblesiteorggallery

28

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Figura 41 Reduccion espectral para el filtro Rojo separacion espacial fuente Mario AHiguera G

Un vez reorientado el espectro original se realizo una separacion de la cantidad de luzque paso a traves de la apertura del instrumento para los filtros rojo y azul a lo largodel rango espacial definido En la apertura espacial aparecen todas las fuentes de emisionpresentes en el momento del registro Al visualizarlas con la rutina apall de IRAF figura41 se separan las regiones de estudio

El analisis permito identificar y reducir seis zonas en total para cada filtro que al sersuperpuestas con la imagen fotografica espacial de NGC6240 se distiguieron ası zona Inucleo del sur zona II proximidad hacia el sur de la zona I zona III proximidad hacia elnorte del registro fotografico zona IV nucleo del norte zona V seccion intermedia entrelos dos nucleos y finalmente la zona VI estrella de calibracion

De todas las zonas se obtuvo un espectro para cada filtro estos fueron normalizados ypromediados con el fin de dar unicidad y ası permitir visualizar un espectro del visible enun rango entre 3200A y 7200A para todas las zonas Los espectros obtenidos se corrigieronpor Doppler (z = 0024480 NED ver httpnedipaccaltechedu) y exceso de colorasociado al polvo segun Cardelli et al (1989) en donde

E(BminusV ) = minus232 log

(Rint

Robs

)siendo Rint = 31 y Robs =HαHβ la relacion de flujos previamnete calibados de las lıneasHα y Hβ medidos por tecnica de separacion en LINER1

1LINER herramienta computacional del reporte interno de Richard W Pogge la cual utiliza una

41 REDUCCION 29 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Figura 42 Imagen fotografica del HST de NGC6240

Los espectros al final de la reduccion que se utilizaron para este trabajo se presentan enla figura 43

Al realizar el analisis de cada una de las zonas reducidas se encuentra que las zonas Iy IV presentan espectros asociados a nucleos activos las zonas II y III corresponden alas regiones adyacentes de estos nucleos que debido a su baja razon senal-ruido no serananalizadas en este trabajo la zona V corresponde a la zona intermedia debida a la fuertecomponente estelar presente en el espectro y finalmente la zona VI presenta un espectrocaracterıstico de una estrella identificada en la imagen fotografica que se utiliza comopatron de referencia figura 42

tecnica que define un continuo arbitrario sobre el cual es posible marcar el centro esperado de una lıneasobre un espectro esto permite adquirir los valores de λ centro de lınea FWHM ancho equivalente yflujo de las lıneas tanto de emision como de absorcion

41 REDUCCION 30 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

0

2eminus13

4eminus13

6eminus13

8eminus13

λ[Å]4000 5000 6000

Zona I

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

0

2eminus16

4eminus16

6eminus16

8eminus16

1eminus15

12eminus15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona II

(a) (b)

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

minus2eminus16

minus1eminus16

0

1eminus16

2eminus16

3eminus16

4eminus16

λ[Å]3000 4000 5000 6000 7000

Zona III

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

0

5eminus14

1eminus13

15eminus13

2eminus13

25eminus13

3eminus13

35eminus13

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona IV

(c) (d)

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

minus1eminus16

0

1eminus16

2eminus16

3eminus16

4eminus16

5eminus16

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona V

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

2eminus17

4eminus17

6eminus17

8eminus17

1eminus16

12eminus16

λ[Å]4000 5000 6000 7000

ZonaVI

(e) (f)

Figura 43 Espectros reducidos del visible para NGC6240 (a) Zona I (b) Zona II (c)Zona III (d) Zona IV (e) Zona V (f) Zona VI

41 REDUCCION 31 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

42 Caracterizacion

Los espectros de las zonas I y IV son caracterizados por los valores de λ centro de lıneaFWHM ancho equivalente y flujo de las lıneas de absorcion y emision los cuales se puedenobservar en las tablas 42 y 43 para cada zona respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259856 141934 121105 932365

He I lowast 3820000 38243220 240649 -368885 -331320

[Ne III] 3868760 38665283 196365 960760 849525

K-Ca II lowast 3933000 39298906 825863 -438132 -378235

H-Ca II lowast 3968000 39671277 970000 -270968 -230588

He I 4026000 40302915 870264 207639 172326

[S II] 4068600 40671338 613711 167254 136787

Fe II 4178862 41774009 188631 0157450 0123046

Hδ 4101740 41114917 365668 0608985 0489181

Hγ 4340471 43366045 920191 176589 128710

Hβ 4861300 48590737 156186 132648 538800

[O III] 4958900 49586538 303193 112192 394091

[ OIII] 5006840 50054878 217619 263052 856364

C-C lowast 5165000 51681416 204788 -181874 -0543207

Fe II 5197570 51986562 182212 770700 227194

Na-I(D) lowast 5892000 58881143 119381 -971280 -202980

[O I] 6300304 62998452 208984 297493 540325

[O I] 6363776 63638130 213094 886981 157329

[N II] 6548050 65467163 236476 372079 629095

Hα 6562819 65614551 236476 988640 172153

[N II] 6583460 65830864 236476 950283 194036

[S II] 6716440 67180718 184565 402939 743104

[S II] 6730810 67330210 184565 288223 514382lowast Lınea de absorcion

Cuadro 42 Lıneas identificadas en la Zona I de NGC6240

En la caracterizacion de las dos zonas sobresale una significativa emision de Hβ [OIII]5007A Hα y [NII] 6585A asociadas a la formacion estelar o actividad del nucleo galacticoTambien es posible observar la presencia de lıneas de emision de HeI [OI] en conjuntocon la serie de Balmer Ası mismo fue posible medir la lınea de emision [OII] en 3727Ajunto con las lıneas de H-Ca K-Ca

42 CARACTERIZACION 32 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3728815 37295811 139871 980735 752002

[Ne III] 3868760 38702319 202032 129640 988668

K-Ca II lowast 3933000 39331504 649803 -303453 -241752

H-Ca II lowast 3968000 39680195 689754 -287500 -234462

G-banda lowast 4301000 43048105 301566 -703450 -553622

Hγ 4340471 43404194 808685 104001 0771791

Hβ 4861300 48625376 157743 105704 477370

[O III] 4958900 49602510 204316 867190 374412

[O III] 5006840 50088350 156499 203541 858706

C-C lowast 5165000 51694761 221025 -478236 -186147

[O I] 6300304 62999092 223367 346819 593403

[O I] 6363776 63637612 260837 125170 209970

[N II] 6548050 65507192 180655 374786 791877

Hα 6562819 65663501 180655 788344 165570

[N II] 6583460 65867407 180655 101594 211693

[S II] 6716440 67188540 132432 320833 634206

[S II] 6730810 67328965 185795 414013 81368lowast Lınea de absorcion

Cuadro 43 Lıneas identificadas en la Zona IV de NGC6240

42 CARACTERIZACION 33 Marıa E Rojas A

CAPITULO 5

Espectroscopıa Sintetica

Ajustada la sintesis de poblacion estelar inherente al codigo Starlight se estudio la galaxiaNGC6240 y se obtuvieron propiedades fısicas tales como la composicion estelar a lo largode la historia de la formacion estelar de la galaxia bajo la biblioteca de Bruzual y Char-lot (2003) parametros cineticos como extincion por polvo AV y el vector de poblacionestelar en terminos de una fraccion de luz(xj) obtenidos con la interprestacion del porcen-taje de formacion estelar sintetica y las caracterısticas de las lıneas de absorcion obtenidas

51 Sıntesis espectral

Con el fin de encontrar la sintesis de la poblacion estelar de los dos nucleos del sistema encolision NGC6240 se ejecuto el codigo Starlight para las zonas en las que era posible vi-sualizar la regiones centrales de cada nucleo zonas I y IV Con estos espectros de entradase ejecutaron las combinaciones lineales de la base de Bruzual y Charlot (2003) para lasmetalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z individualmente con esto se identificaron laspoblaciones estelares que contribuıan en la reproduccion sintetica de cada zona Con baseen estos resultados parciales finalmente se construyo la base que mejor representa cadazona respectivamente Esta contiene 200 poblaciones estelares con edades entre 2 times 106

y 13times1010 anos resolucion de 3A en un rango de 3200A a 9500A con metalicidades de02Z 04Z 1Z y 25Z rutas evolutivas de Padova 1994 libreria STELIB y funcionmasa inicial de Chabrier (2003)

La busqueda del mejor ajuste entre el espectro de entrada y el espectro de salida se centroen disminuir al maximo el valor de la relacion [chi2Nleff ] la cual relaciona el valor delχ2 de cada valor de λ Otro valor que se tuvo en cuenta fue la desviacion media porcentual

34

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

de todos los pıxeles con relacion al espectro de entrada [adev( )] los mejores valores seregistraron en la tabla 51

Parametro Zona I Zona IV

[chi2Nleff ] 137545 113193

[adev( )] 638644 446156

Cuadro 51 Calidad del ajuste de Starlight

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

Figura 51 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral I de NGC6240 (trazo negro)

Los espectros de la formacion estelar logrados con este ajuste se muestran en las figuras51 y 52 en donde el trazo rojo representa la formacıon estelar asociada al espectro deentrada representado con el trazo negro de las zonas I y IV respectivamente

En estas figuras se puede observar una componente de absorcion sintetica por cada lıneade emision observada del espectro de entrada como es el caso de las lıneas en la longitudde onda de 3740A 3796A 3837A 3887A 3933A 3969A 4098A 4338A 4100A 4339A4860A 6548A las cuales corresponde a transiciones electronicas conocidas y definidas enel cuadro 11

51 SINTESIS ESPECTRAL 35 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

ObservadoSinteacutetico

Figura 52 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral IV de NGC6240 (trazo negro)

51 SINTESIS ESPECTRAL 36 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

52 Sustraccion espectral

Un vez definida la formacion estelar de cada una de la zonas espectrales se realizo unasustraccion de la formacion estelar asociada a cada zona con el fin de descontaminar elespectro de emision del nucleo activo filtrando ası un espectro de mejores caracterısticasel cual es posible observar en el trazo azul de las figuras 53 y 54

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 53 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral I de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral I de NGC6240 (negro)obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z(b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 37 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 54 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral VI de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral IV de NGC6240(negro) obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Zy 25Z (b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 38 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

53 Caracterizacion espectral

Cada uno de los espectros se caracterizo con la identificacion de todas las lıneas de emisionpresentes en ellas una vez realizada la sustraccion mediante un ajuste de tipo gaussianodefinido en un continuo aleatorio en el software LINER siendo posible obtener el centrode lınea el ancho total a la mitad de la altura (FWHM) y el flujo total visualizados enlas tablas 53 y 53 para las zonas I y IV respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259714 145056 273839 953139

H11 3770630 37686479 440904 425545 149716

H10 3797898 37960681 401993 326624 112110

H9 3835384 38334482 367421 376538 124836

[Ne III] 3868760 38685388 179806 168928 541474

K Ca-II lowast 3933000 39294148 131932 -206818 -623528

H Ca-II 3968000 39691155 446669 468596 135456

He I 4026000 40263750 264590 900988 244257

[S II] 4068600 40721025 240745 173767 446216

Hδ 4101740 40978579 169919 276703 688289

Hγ 4340471 43382275 130266 353231 612874

Hβ 4861300 48594336 151258 -677140 792772

[O III] 4958900 49571484 182238 -129678 227669

[O III] 5006840 50056445 189935 -360470 737521

Fe II 5197570 51990830 217043 -909013 291244

[O I] 6300304 62998164 236848 -365105 644235

[O I] 6363776 63634268 280102 -542065 239085

[NII] 6548050 65466426 250518 -330128 652055

Hα 6562819 65614375 250518 -114643 186725

[N II] 6583460 65836201 250518 -195511 214778

[S II] 6716440 67192485 222886 -472177 102774

[S II] 6730810 67358408 222886 -280570 502474lowast Lınea de absorcion

Cuadro 52 Lıneas de Emision Zona I de NGC6240

531 Clasificacion de NGC6240

Para clasificar a NGC6240 entre los tipos de nucleo activo descritos en la literatura seutilizo las razones de flujo para la ubicacion de este sistema en el diagrama BPT (Bald-win Phillips amp Terlevich 1981) descrito en Cid Fernandes et al (2010) como la mejorseparacion entre galaxias tipo Seyfert LINER y de formacion estelar fuerte mediante la

53 CARACTERIZACION ESPECTRAL 39 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[ O I] 3726032 37296033 143969 -221934 787713

[Ne III] 3868760 38706140 118089 -233171 399531

K Ca-II lowast 3933000 39330952 120923 341232 -383848

S II 4076349 40792864 693475 913706 854107

Hδ 4101742 41004019 936462 679737 301683

Fe II lowast 4303176 43052456 192020 -119689 -283858

Hγ 4340471 43394087 100879 155567 419237

Hβ 4861300 48617803 144197 -647377 680787

[O III] 4958900 49606152 172003 -194691 316305

[O III] 5006840 50090156 161854 -479744 914152

[O I] 6300304 63029087 178476 -155210 621454

[O I] 6363776 63667563 189027 334244 199334

[N II] 6548050 65512285 184697 -152528 896611

Hα 6562819 65665557 184697 -1004495E+06 173249

[N II ] 6583460 65869326 184697 711567 217207

[S II] 6716440 67182754 122346 -459232 516263

[S II] 6730810 67316655 212515 -152349 100130lowast Lınea de absorcion

Cuadro 53 Lıneas de Emision Zona IV de NGC6240

relacion de los flujos de las lıneas de emision de Hα Hβ [NII]λ6584 y [OIII]λ5007 enlog([NII]λ6584 Hα) y log([OIII]λ5007Hβ) que para el caso de la region VI es

log([NII]λ6584 Hα) =020

y

log([OIII]λ5007 Hβ) =-028

lo que ubica a NGC6240 en el diagrama BPT dentro de las galaxia tipo LINER en con-cordancia con el catalogo de Veron-Cetty de (2006)

54 Propiedades fısicas de NGC6240

Los parametros derivados del mejor modelo de la sıntesis permiten adicionalmente calcu-lar y encontrar algunas propiedades fısicas de la galaxia tabla 54 A partir de cada unode estos parametros fue posible asociar las siguientes propiedades

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 40 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Parametro Definicion Zona I Zona IV

[summinus of minus xj( )] Vector de poblacion estelar 9422336 9897032

[Miniminus tot] Fraccion de masa 846570E+02 706677E+03

[Mcor minus tot] Logaritmo de la masa estelar [M] 613714E+02 363687E+03

[v0minusmin(kms)] -11323 -13292

[vdminusmin(kms)] 4700 8439

[AV minusmin(mag)] Atenuacion del polvo [magnitud] -10000 -10000

Cuadro 54 Calidad del ajuste de Starlight

Zona OSP IPS YPS

I 0 176488 765745

IV 06582 355544 614753

Cuadro 55 Porcentaje de formacion estelar sintetica de NGC6240 poblacion estelar joven(YSPs) t le 0 1 Giga anos poblacion estelar con edad intermedia (ISP) 0 1 lt tISP le 2Giga anos la poblacion estelar con edad superior (OSP) 125 Giga ano Rodrıguez ZaurınJ et al (2008)

EdadLa interpretacion del termino [summinus of minus xj( )] vector poblacion xj discutido enla seccion 31 permitio clasificar la poblacion estelar sintetica en i poblacion estelarjoven (YSPs) con componentes estelares de edad t le 0 1 Giga ano ii poblacionestelar con edad intermedia (ISP) con componentes de edad entre 0 1 lt tISP le 2Giga ano y iii poblacion estelar con edad superior (OSP) con componentes de edadmayor que 12 5 Giga ano Rodrıguez Zaurın J et al (2008) Es entonces como alrealizar un tabulacion de este vector en la sıntesis de NGC6240 se puede concluirque mas del 60 de la poblacion estelar corresponde a poblacion estelar joven elporcentaje de cada componente segun la zona se especifica en la cuadro 55

MetalicidadEl porcentaje de las metalicidades empleadas para reproducir el sistema NGC6240fueron tabulados en el cuadro 56 Se puede concluir que existe una contribucion depoblacion estelar de tipo frıo K o M ya que la metalicidad de este tipo de poblacioneses aproximadamente cero mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para lazona IV pertenecen a poblaciones mas calientes de tipo espectral O y M

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 41 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Zona 02Z( ) 04Z( ) 1Z( ) 25Z( )

I 219 3618 5583 00002

IV 1289 4501 4105 0

Cuadro 56 Porcentaje de la metalicidad media en la sıntesis de NGC6240

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 42 Marıa E Rojas A

CAPITULO 6

Conclusiones

Del mapeo de la galaxia NGC 6240 se logro extraer un espectro de buenas caracte-rısticas correspondiente a las zonas I y IV las cuales responden a las zonas espacialesde los nucleos de la galaxia mientras que para las demas zonas es necesario aunrealizar algunas reducciones con mayor detalle para lograr ası eliminar el alto ruidopresente en los espectros

Sobre los espectros espacialmente definidos se realizo una extraccion que permitioidentificar las lıneas de emision y absorcion presente en la zonas I y IV

Con base en la combinacion de las bases de poblaciones estelares de Bruzual GCharlot S (2003) se construyo un espectro sintetico de buenas caracterısticas conla ejecucion de Spectral Synthesis Code -Starlight Cid Fernandes R (2005) en laszonas I y IV

Se realizo una sustraccion entre el espectro observado y el espectro sintetico a fin deeliminar la componente de absorcion asociada con la formacion estelar reproducidacon el espectro sintetico obtenido dando origen a una tabla de flujos reales de lıneasde emision que no habıan sido posible medir debido a la superposicion de las lıneasde absorcion asociadas a la actividad de formacion estelar de la galaxia huesped

La poblacion estelar presente en el espectro sintetico de NGC 6240 segun la literaturade Rodrıguez Zaurın J (2008) es una poblacion estelar joven con edades entret le 0 1 Giga ano con un porcentaje del 765745 en la zona I y 614753 enla zona IV La poblacion estelar con edad intermedia entre 0 1 lt tISP le 2 Gigaano presentan un porcentaje mas bajo del 176488 y 355544 en las zonas I yIV respectivamente Mientras que la poblacion estelar mayor de 125 Giga ano notienen asociado ningun porcentaje en la contribucion del espectro sintetico

43

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Existe una poca contribucion de poblacion estelar de tipo frıo K o M en NGC6240ya que la metalicidad de este tipo de poblaciones es aproximadamente cero en lasıntesis espectral mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para la zona IVpertenecen a poblaciones jovenes de tipo espectral O y M

44 Marıa E Rojas A

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BIBLIOGRAFIA 50 Marıa E Rojas A

CAPITULO 7

Anexos

SSP Edad [anos] Z Mstar

bc2003-hr-m42-chab-ssp-032spec 000174e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-034spec 000191e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-051spec 000417e9 000400 09666

bc2003-hr-m42-chab-ssp-052spec 000437e9 000400 09622

bc2003-hr-m42-chab-ssp-053spec 000457e9 000400 09579

bc2003-hr-m42-chab-ssp-054spec 000479e9 000400 09534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-055spec 000501e9 000400 09488

bc2003-hr-m42-chab-ssp-070spec 001000e9 000400 08862

bc2003-hr-m42-chab-ssp-073spec 001148e9 000400 08752

bc2003-hr-m42-chab-ssp-074spec 001202e9 000400 08716

bc2003-hr-m42-chab-ssp-075spec 001259e9 000400 08680

bc2003-hr-m42-chab-ssp-076spec 001318e9 000400 08644

bc2003-hr-m42-chab-ssp-077spec 001380e9 000400 08608

bc2003-hr-m42-chab-ssp-078spec 001445e9 000400 08571

bc2003-hr-m42-chab-ssp-079spec 001514e9 000400 08534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-080spec 001585e9 000400 08501

bc2003-hr-m42-chab-ssp-081spec 001660e9 000400 08469

bc2003-hr-m42-chab-ssp-082spec 001738e9 000400 08436

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51

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m42-chab-ssp-084spec 001905e9 000400 08369

bc2003-hr-m42-chab-ssp-087spec 002188e9 000400 08269

bc2003-hr-m42-chab-ssp-088spec 002291e9 000400 08237

bc2003-hr-m42-chab-ssp-112spec 006405e9 000400 07525

bc2003-hr-m42-chab-ssp-113spec 007187e9 000400 07446

bc2003-hr-m42-chab-ssp-114spec 008064e9 000400 07366

bc2003-hr-m42-chab-ssp-115spec 009048e9 000400 07287

bc2003-hr-m42-chab-ssp-116spec 010152e9 000400 07207

bc2003-hr-m42-chab-ssp-117spec 011391e9 000400 07130

bc2003-hr-m42-chab-ssp-118spec 012780e9 000400 07064

bc2003-hr-m42-chab-ssp-119spec 014340e9 000400 06997

bc2003-hr-m42-chab-ssp-120spec 016090e9 000400 06930

bc2003-hr-m42-chab-ssp-121spec 018053e9 000400 06863

bc2003-hr-m42-chab-ssp-122spec 020256e9 000400 06800

bc2003-hr-m42-chab-ssp-123spec 022727e9 000400 06738

bc2003-hr-m42-chab-ssp-124spec 025500e9 000400 06676

bc2003-hr-m42-chab-ssp-125spec 028612e9 000400 06613

bc2003-hr-m42-chab-ssp-126spec 032103e9 000400 06550

bc2003-hr-m42-chab-ssp-127spec 036020e9 000400 06486

bc2003-hr-m42-chab-ssp-128spec 040415e9 000400 06427

bc2003-hr-m42-chab-ssp-129spec 045347e9 000400 06370

bc2003-hr-m42-chab-ssp-130spec 050880e9 000400 06313

bc2003-hr-m42-chab-ssp-131spec 057088e9 000400 06256

bc2003-hr-m42-chab-ssp-132spec 064054e9 000400 06197

bc2003-hr-m42-chab-ssp-133spec 071870e9 000400 06140

bc2003-hr-m42-chab-ssp-134spec 080640e9 000400 06082

bc2003-hr-m42-chab-ssp-135spec 090479e9 000400 06024

bc2003-hr-m42-chab-ssp-201spec 1500000e9 000400 04919

bc2003-hr-m42-chab-ssp-204spec 1575000e9 000400 04915

bc2003-hr-m42-chab-ssp-214spec 1825000e9 000400 04875

bc2003-hr-m42-chab-ssp-218spec 1925000e9 000400 04872

bc2003-hr-m52-chab-ssp-031spec 000166e9 000800 10000

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52 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-032spec 000174e9 000800 10000

bc2003-hr-m52-chab-ssp-034spec 000191e9 000800 10000

bc2003-hr-m52-chab-ssp-051spec 000417e9 000800 09645

bc2003-hr-m52-chab-ssp-052spec 000437e9 000800 09599

bc2003-hr-m52-chab-ssp-054spec 000479e9 000800 09496

bc2003-hr-m52-chab-ssp-055spec 000501e9 000800 09443

bc2003-hr-m52-chab-ssp-070spec 001000e9 000800 08827

bc2003-hr-m52-chab-ssp-073spec 001148e9 000800 08725

bc2003-hr-m52-chab-ssp-074spec 001202e9 000800 08691

bc2003-hr-m52-chab-ssp-075spec 001259e9 000800 08657

bc2003-hr-m52-chab-ssp-076spec 001318e9 000800 08622

bc2003-hr-m52-chab-ssp-077spec 001380e9 000800 08587

bc2003-hr-m52-chab-ssp-078spec 001445e9 000800 08552

bc2003-hr-m52-chab-ssp-079spec 001514e9 000800 08517

bc2003-hr-m52-chab-ssp-080spec 001585e9 000800 08485

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bc2003-hr-m52-chab-ssp-082spec 001738e9 000800 08420

bc2003-hr-m52-chab-ssp-083spec 001820e9 000800 08387

bc2003-hr-m52-chab-ssp-084spec 001905e9 000800 08354

bc2003-hr-m52-chab-ssp-087spec 002188e9 000800 08256

bc2003-hr-m52-chab-ssp-088spec 002291e9 000800 08226

bc2003-hr-m52-chab-ssp-112spec 006405e9 000800 07527

bc2003-hr-m52-chab-ssp-113spec 007187e9 000800 07451

bc2003-hr-m52-chab-ssp-114spec 008064e9 000800 07376

bc2003-hr-m52-chab-ssp-115spec 009048e9 000800 07301

bc2003-hr-m52-chab-ssp-116spec 010152e9 000800 07226

bc2003-hr-m52-chab-ssp-117spec 011391e9 000800 07150

bc2003-hr-m52-chab-ssp-118spec 012780e9 000800 07088

bc2003-hr-m52-chab-ssp-119spec 014340e9 000800 07026

bc2003-hr-m52-chab-ssp-120spec 016090e9 000800 06963

bc2003-hr-m52-chab-ssp-121spec 018053e9 000800 06900

bc2003-hr-m52-chab-ssp-122spec 020256e9 000800 06838

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53 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-123spec 022727e9 000800 06781

bc2003-hr-m52-chab-ssp-124spec 025500e9 000800 06723

bc2003-hr-m52-chab-ssp-125spec 028612e9 000800 06665

bc2003-hr-m52-chab-ssp-126spec 032103e9 000800 06607

bc2003-hr-m52-chab-ssp-127spec 036020e9 000800 06548

bc2003-hr-m52-chab-ssp-128spec 040415e9 000800 06490

bc2003-hr-m52-chab-ssp-129spec 045347e9 000800 06434

bc2003-hr-m52-chab-ssp-130spec 050880e9 000800 06377

bc2003-hr-m52-chab-ssp-131spec 057088e9 000800 06318

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bc2003-hr-m52-chab-ssp-133spec 071870e9 000800 06205

bc2003-hr-m52-chab-ssp-134spec 080640e9 000800 06145

bc2003-hr-m52-chab-ssp-135spec 090479e9 000800 06086

bc2003-hr-m52-chab-ssp-201spec 1500000e9 000800 04936

bc2003-hr-m52-chab-ssp-204spec 1575000e9 000800 04935

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bc2003-hr-m52-chab-ssp-218spec 1925000e9 000800 04882

bc2003-hr-m62-chab-ssp-031spec 000166e9 002000 10000

bc2003-hr-m62-chab-ssp-032spec 000174e9 002000 10000

bc2003-hr-m62-chab-ssp-034spec 000191e9 002000 09996

bc2003-hr-m62-chab-ssp-051spec 000417e9 002000 09535

bc2003-hr-m62-chab-ssp-052spec 000437e9 002000 09482

bc2003-hr-m62-chab-ssp-054spec 000479e9 002000 09384

bc2003-hr-m62-chab-ssp-055spec 000501e9 002000 09342

bc2003-hr-m62-chab-ssp-070spec 001000e9 002000 08751

bc2003-hr-m62-chab-ssp-071spec 001047e9 002000 08716

bc2003-hr-m62-chab-ssp-072spec 001096e9 002000 08680

bc2003-hr-m62-chab-ssp-073spec 001148e9 002000 08644

bc2003-hr-m62-chab-ssp-074spec 001202e9 002000 08608

bc2003-hr-m62-chab-ssp-075spec 001259e9 002000 08572

bc2003-hr-m62-chab-ssp-076spec 001318e9 002000 08535

bc2003-hr-m62-chab-ssp-077spec 001380e9 002000 08503

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54 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-078spec 001445e9 002000 08472

bc2003-hr-m62-chab-ssp-079spec 001514e9 002000 08440

bc2003-hr-m62-chab-ssp-081spec 001660e9 002000 08375

bc2003-hr-m62-chab-ssp-082spec 001738e9 002000 08342

bc2003-hr-m62-chab-ssp-084spec 001905e9 002000 08276

bc2003-hr-m62-chab-ssp-087spec 002188e9 002000 08189

bc2003-hr-m62-chab-ssp-088spec 002291e9 002000 08159

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bc2003-hr-m62-chab-ssp-116spec 010152e9 002000 07221

bc2003-hr-m62-chab-ssp-117spec 011391e9 002000 07150

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bc2003-hr-m62-chab-ssp-129spec 045347e9 002000 06484

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bc2003-hr-m62-chab-ssp-134spec 080640e9 002000 06209

bc2003-hr-m62-chab-ssp-135spec 090479e9 002000 06152

bc2003-hr-m62-chab-ssp-201spec 1500000e9 002000 04999

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55 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-204spec 1575000e9 002000 04991

bc2003-hr-m62-chab-ssp-214spec 1825000e9 002000 04946

bc2003-hr-m62-chab-ssp-218spec 1925000e9 002000 04941

bc2003-hr-m72-chab-ssp-031spec 000166e9 005000 09918

bc2003-hr-m72-chab-ssp-032spec 000174e9 005000 09933

bc2003-hr-m72-chab-ssp-034spec 000191e9 005000 09890

bc2003-hr-m72-chab-ssp-051spec 000417e9 005000 09299

bc2003-hr-m72-chab-ssp-052spec 000437e9 005000 09260

bc2003-hr-m72-chab-ssp-054spec 000479e9 005000 09186

bc2003-hr-m72-chab-ssp-055spec 000501e9 005000 09147

bc2003-hr-m72-chab-ssp-070spec 001000e9 005000 08524

bc2003-hr-m72-chab-ssp-071spec 001047e9 005000 08491

bc2003-hr-m72-chab-ssp-072spec 001096e9 005000 08459

bc2003-hr-m72-chab-ssp-073spec 001148e9 005000 08427

bc2003-hr-m72-chab-ssp-074spec 001202e9 005000 08393

bc2003-hr-m72-chab-ssp-075spec 001259e9 005000 08360

bc2003-hr-m72-chab-ssp-076spec 001318e9 005000 08326

bc2003-hr-m72-chab-ssp-077spec 001380e9 005000 08292

bc2003-hr-m72-chab-ssp-078spec 001445e9 005000 08262

bc2003-hr-m72-chab-ssp-079spec 001514e9 005000 08233

bc2003-hr-m72-chab-ssp-081spec 001660e9 005000 08174

bc2003-hr-m72-chab-ssp-082spec 001738e9 005000 08143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-084spec 001905e9 005000 08081

bc2003-hr-m72-chab-ssp-087spec 002188e9 005000 07990

bc2003-hr-m72-chab-ssp-088spec 002291e9 005000 07958

bc2003-hr-m72-chab-ssp-112spec 006405e9 005000 07345

bc2003-hr-m72-chab-ssp-113spec 007187e9 005000 07278

bc2003-hr-m72-chab-ssp-114spec 008064e9 005000 07211

bc2003-hr-m72-chab-ssp-115spec 009048e9 005000 07144

bc2003-hr-m72-chab-ssp-116spec 010152e9 005000 07092

bc2003-hr-m72-chab-ssp-117spec 011391e9 005000 07039

bc2003-hr-m72-chab-ssp-118spec 012780e9 005000 06985

Continua en la pagina siguiente

56 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m72-chab-ssp-119spec 014340e9 005000 06930

bc2003-hr-m72-chab-ssp-120spec 016090e9 005000 06876

bc2003-hr-m72-chab-ssp-121spec 018053e9 005000 06823

bc2003-hr-m72-chab-ssp-122spec 020256e9 005000 06771

bc2003-hr-m72-chab-ssp-123spec 022727e9 005000 06720

bc2003-hr-m72-chab-ssp-124spec 025500e9 005000 06669

bc2003-hr-m72-chab-ssp-125spec 028612e9 005000 06618

bc2003-hr-m72-chab-ssp-126spec 032103e9 005000 06566

bc2003-hr-m72-chab-ssp-127spec 036020e9 005000 06514

bc2003-hr-m72-chab-ssp-128spec 040415e9 005000 06461

bc2003-hr-m72-chab-ssp-129spec 045347e9 005000 06410

bc2003-hr-m72-chab-ssp-130spec 050880e9 005000 06356

bc2003-hr-m72-chab-ssp-131spec 057088e9 005000 06302

bc2003-hr-m72-chab-ssp-132spec 064054e9 005000 06253

bc2003-hr-m72-chab-ssp-133spec 071870e9 005000 06196

bc2003-hr-m72-chab-ssp-134spec 080640e9 005000 06143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-135spec 090479e9 005000 06088

bc2003-hr-m72-chab-ssp-201spec 1500000e9 005000 04972

bc2003-hr-m72-chab-ssp-204spec 1575000e9 005000 04960

bc2003-hr-m72-chab-ssp-214spec 1825000e9 005000 04924

bc2003-hr-m72-chab-ssp-218spec 1925000e9 005000 04908

Cuadro 71 Base N

57 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

3416 3436 [Ne v] 34260

3718 3735 [O II] 37260

3720 3737 [O II] 37288

3796 3802 H10 37979

3833 3841 H90 38354

3862 3871 [Ne III] 38691

3882 3891 H8 HeI 38890

3961 3973 [Ne III] 39678

3961 3974 Hε 39701

4024 4030 He I 40262

4067 4070 [S II] 40686

4095 4107 Hδ 41017

4332 4346 Hγ 43405

4469 4475 He I 44715

4854 4868 Hβ 48613

4947 4968 [O III] 49589

4998 5019 [O III] 50068

5009 5022 He I 50157

5156 5164 [Fe VII] 51584

5193 5202 [N I] 51991

5267 5274 [Fe III] 52704

5868 5883 He I 58756

6296 6303 [O I] 63003

6303 6315 [S III] 63121

6355 6372 [O I] 63638

6538 6591 [N II] 65480

6547 6576 Hα 65628

6575 6591 [N II] 65835

6667 6681 He I 66782

6710 6743 [S II] 67164

6718 6743 [S II] 67308

7061 7072 He I 70652

Continua en la pagina siguiente

58 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

7125 7142 [Ar III] 71358

7315 7329 [O II] 73195

7320 7335 [O II] 73302

6845 6945 BC03 lowastlowast7165 7210 BC03 lowastlowast7550 7725 BC03 lowastlowast5880 5906 NaD 5890 lowast lowast lowast9059 9079 [S III] 90690

lowast Lınea de emision

lowastlowast Region en la problematica Bruzual y Charlot (2003)

lowast lowast lowast Absorcion del medio interestelar en 5896A

Cuadro 72 Mascara General desarrollada por NataliaVale Asari (2005) para Starlight

59 Marıa E Rojas A

  • Acroacutenimos
  • Introduccioacuten
  • Fundamentos de Espectroscopiacutea
    • Fundamentos
    • Espectros Astrofiacutesicos
    • Nuacutecleos Activos de Galaxias
      • Sistema NGC6240
      • Sistema NGC6240
      • Coacutedigo de Siacutentesis Espectral
        • Modelo Fiacutesico - Matemaacutetico
        • Modelo Computacional
        • Bases Espectrales
          • Construccioacuten de una Poblacioacuten Estelar Simple (SSPs)
          • Modelos de Poblaciones Estelares Simples
              • Extraccioacuten y Anaacutelisis de Espectros
                • Reduccioacuten
                • Caracterizacioacuten
                  • Espectroscopiacutea Sinteacutetica
                    • Siacutentesis espectral
                    • Sustraccioacuten espectral
                    • Caracterizacioacuten espectral
                      • Clasificacioacuten de NGC6240
                        • Propiedades fiacutesicas de NGC6240
                          • Conclusiones
                            • Bibliografiacutea
                              • Anexos
Page 26: Espectroscop a estelar sint etica, aplicaciones astrof sicas · con modelos estelares que siguen una l nea de tiempo, producidos por la combinacion de bibliotecas de evolucion estelar,

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

a 100 keV

Un analisis del espectro en el optico muestra una fuerte emision en la lınea de [O III]y una debil emision en la lınea [O II] en el nucleo sur que se contrasta con una debilemision en la lınea [O III] y una fuerte emision en la lınea de [O II] del nucleo norteBarbieri C et al (1993) El espectro de NGC 6240 se destaca ademas por la relacionentre la lıneas de emision del hidrogeno molecular y la emision de [Fe II] en 164 micras(Becklin et al 1984 Rieke et al 1985 DePoy et al 1986) siendo la emision de Hα masfuerte al noroeste de la galaxia en contraste con la emision en el rojo al norte y al oestedel sistema El continuo puede ser descrito por modelos de absorcion con una instensidadaproximada de 650 mJy (Van Driel Wet al (2000)) debida a la emision nuclear directa(Vignati et al 1999 Netzer et al 1998)

Los estudios en el optico muestran que la emision de Hα se puede ver afectadas por laabsorcion asociada a la formacion estelar este hecho se refleja en la clasificacion paraeste sistema dentro de la taxonomıa de las galaxias activas ya que que su espectro sepuede clasificar como el de una galaxia con una region nuclear emisora de baja ionizacion(LINER) o Seyfert 2 (Kewley et al 2001 Goldader et al 1997a 1997b Kim et al 1995Veilleux et al 1995)

Existen varios estudios espectroscopicos del infrarrojo (IR) en la literatura (Doyon et al1994 Lester et al 1994) que muestran diferencias en la naturaleza de la poblacion estelarse considera que la poblacion estelar joven es la dominante del sistema Oliva et al (1999)

Otros estudios reportan poca actividad de H2O (Braatz et al 1997) sin embargo se con-firma la presencia de un perfil de absorcion en OH Baan et al (1985 1992) en dondealrededor de la mitad del flujo se concentra en una gruesa estructura de disco ubicadaentre el IR y el radio con una velocidad de 800 km sminus1 y un ancho total de lınea de 1400km sminus1 que revelan la complejidad de la dinamica de gases en este sistema debida a lagran perdida de masa que se aproxima a 500 M anominus1

Las recientes observaciones de NGC6240 realizado por el Satelite Chandra permitieroninvestigar el difuso halo galactico gracias a la emision de rayos X blandos en una regionde 110 times 80 kpc donde el gas tiene una temperatura aproximada de 75 millones deKelvin con una densidad estimada de 25 times 10minus3cmminus3 una masa total de 1010M unaluminosidad de 4 times 1041erg sminus1 y una metalicidad menor a 0 1Z Un analisis espectralespacialmente resuelto revela variaciones en la emision en Hα lo que implica un enri-quecimiento uniforme por parte de las supernovas de tipo II La evidencia observacionalapunta al aumento de la formacion de estrellas dentro de una gran abundancia de gasEmanuele Nardiniet al (2013)

16 Marıa E Rojas A

CAPITULO 3

Codigo de Sıntesis Espectral

Los astronomos han desarrollado algunos metodos para obtener informacion sobre la com-posicion de las estrellas y galaxias Uno de ellos es el analisis e interpretacion de los estadoselectronicos de los iones atomos y moleculas de las atmosferas de las estrellas y medio in-terestelar pertenecientes a una galaxia los cuales son reproducidos matematicamente a finde obtener espectros integrados que reconstruyen el espectro sintetico de la galaxia Hoyse tienen dos escuelas que describen la llamada sıntesis de poblacion estelar Evolutiva ySemi-empirıca En la primera escuela la sıntesis se obtiene al reproducir un biblioteca deespectros a partir de condiciones fısicas hipoteticas como historia de formacion estelarevolucion quımica y funcion de masa inicial sin embargo hay incertidumbre sobre las con-diciones fısicas reales de cada biblioteca En la segunda escuela la sıntesis es el resultadode una combinacion lineal de espectros de estrellas yo aglomerados con incertidumbre enla capacidad de las bases estelares para reproducir las condiciones diversas de las galaxiasGomes (2005)

El Dr Roberto Cid Fernandes desarrollo en 2005 un codigo de sıntesis mediante el al-goritmo Metropolis-Markov llamado Starlight Spectral Synthesis Code -Starlight el cualcombina linealmente elementos de bases estelares construidas a partir de observaciones yelementos de bases de poblaciones estelares simples teoricas con edad metalicidad y masadesarrolladas por Bruzual amp Charlot (2003) En este capıtulo se presenta la configuracionde las propiedades fısicas matematicas y computacionales del codigo Starlight

17

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

31 Modelo Fısico - Matematico

En la sıntesis espectral el espectro de una galaxia se compone de una combinacion linealde espectros de poblaciones estelares dentro de un espacio finito ξN con N componentesy elementos Lj(λ) (j = 1 N) Cada Lj es un espectro que depende de la poblacionestelar en un intervalo de longitud de onda λ La ecuacion principal del modelo de sıntesisespectral es

M(λ) =Nsumj=1

xjLj(λ) (31)

donde xj es el coeficiente de expansion y M(λ) es el espectro modelado de salida Laecuacion 31 puede expresarse como

M(λ)

M(λ0)=

Nsumj=1

xj

(Lj(λ)

Lj(λ0)

) (32)

donde se introduce la condicion de normalizacionsumN

j=1 xj = 1 que se cumplira en lalongitud de onda λ0 Ademas es posible interpretar que

M(λ) es el espectro modelo de prueba que a diferencia del espectro observado O(λ)puede consistir de unicamente lıneas de absorcion y un continuo

λ0 es la longitud de onda normalizada M(λ0) y Lj(λ0) son los valores del modelo

y espectro de la poblacion estelar j en λ0 Para este caso se considera λ0 = 4020 A

xj es el flujo monocromatico de la componente j en λ0 en el espacio ξN con extincionAV Al conjunto minusrarrx equiv (x1 xN) se llama el vector de poblacion e indica en lapractica la fraccion de luz debido a cada elemento N Por lo general esto no sumael 100 de la contribucion de luz

Lj(λ) es la poblacion estelar j del espacio ξN que comprende un elemento de labase Cada uno corresponde a una caracterıstica astrofısica bien definida (edad (tj)

metalicidad (Zj)) asociada a Lj medida en unidades L Aminus1 M

Para hacer un analisis funcional con el objeto de encontrar las relaciones del coeficiente xjes necesario una interpretacion matematica de los dos primeros items y una interpretacionfısica de los dos ultimos ası

1 Producto Interno como las funciones del espacio ξN son analıticas es necesariogarantizar que estas cumplan una relacion de ortogonalidad y ortornormalidad enun intervalo [a b] con respecto a una funcion de peso ε(λ) es decir

(Lm(λ) Ln(λ)) =

int b

a

Lm(λ)times Ln(λ)times ε(λ)dλ = Cmnδmn

31 MODELO FISICO - MATEMATICO 18 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

donde δmn es el delta de Kronecker y Cmn es una constante entonces si δmn es 1para todos los m y n se dice que el conjunto es ortonormal Por tanto

Nsumj

xj = 1 (33)

2 Extincion no se tiene en cuenta en el modelo Se sabe que la luz al atravesarun medio interestelar de gas o polvo presenta fenomenos de absorcion o dispersioncausando el llamado enrojecimiento del espectro el cual debe ser previamente co-rregido

3 Dispersion de velocidad es un proceso fısico debido a la dinamica estelar y estarelacionado con el corrimiento Doppler Ası el efecto neto sera el ensanchamiento delas lıneas de absorcion en el espectro observado (Oλ) efecto que debe ser corregidopreviamente

Incorporando las anteriores consideraciones la ecuacion 32 para un modelo fısico resulta

M(λ)

M(λ0)=

Nsumj=1

xj

(Lj(λ)

Lj(λ0)

)r(λ)otimesG(v σ) (34)

donde

r(λ) equiv 10minus04(AλminusAλ0) es el termino de extincion Aλ es la extincion del polvo en la

longitud de onda λ y Aλ0 es el enrojecimiento en la longitud de onda normalizadaλ0 En este trabajo se asume que la curva de extincion es similar a la de nuestragalaxia por eso se utilizara la ley de extincion de Cardelli et al (1989) Ademas seasume que todas las componentes estelares es decir cada elemento de la base sufreel mismo enrojecimiento AV

G(v σ) es una distribucion gaussiana de velocidades centrada en v con amplitudde dispersion σ Los espectros de base (L1(λ) LN) son convoluıdos1 (sımbolootimes) con G(v σ) para tener el ancho de las lıneas de absorcion y emision de M(λ)debidos a la cinematica estelar

1La convolucion transforma un espectro F (λ) a un espectro I(λ) dado por

I(λ) =

int +infin

minusinfinF

(λprime =

λ

1 + vc

)G(v v σ)dv (35)

31 MODELO FISICO - MATEMATICO 19 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

32 Modelo Computacional

La herramienta computacional que permitio realizar los calculos con la ecuacion 34 seencuentra disponible en wwwstarlightufscbr El codigo realiza una descomposicion deun espectro observado O(λ) sobre una base de espectros de poblaciones estelares simplescomo una combinacion lineal encontrando el mejor ajuste de M(λ) con relacion a O(λ)El ajuste a O(λ) se realiza a traves de la tecnica derivada de la mecanica estadısticaconocida como Simulated Annealing utilizada para encontrar los parametros mınimosmediante el algoritmo Metropolis - cadenas de Markov

χ2 equiv χ2 (minusrarrx M(λ0) Av v σ)) =

λfsumλi

(O(λ)minusM(λ))2 ω(λ)2 (36)

donde ω(λ)2 = eminus1λ es la funcion de peso expresada como la mascaraerror en cada λ

siendo cero para las longitudes de onda con flujos falsos o lıneas enmascardas λi es la lon-gitud de onda inicial y λf la longitud final de la suma en la funcion de χ2 Cid Fernandeset al (2004)

El ajuste se realiza en cuatro etapas

1 Primeros ajustes (First Fits FF) Hace un amplio barrido del espacio de parametros

Programa de enfriamiento el algoritmo pasa a traves de la base N disminu-yendo la temperatura iniciando desde la mas caliente hasta un valor mınimode temperatura definido en el archivo de configuracion siguiendo la funcionde probabilidad de Boltzmann y utilizando el criterio Metropolis planteado enCid Fernandes et al (2004b)

Adaptacion de la funcion peso Ajusta el peso de forma dinamica segun laeficiencia de las temperaturas aceptadas Cid Fernandes et al (2004b)

Criterios de convergencia centralizado en el valor adimensional el cual dacuenta de la convergencia de las cadenas asociado a cada elemento de la baseGelman y Rubin et al (1992)

Parametros cinematicos se define un valor para v y σ que se mantiene cons-tante en todo el algoritmo Metropolis Cid Fernandes et al (2004b)

2 Correcciones (Clip amp Refit) permite comprobar el peso asignado a cada punto res-pecto al espectro de entrada estableciendo el NSIGMA de ajuste

3 Apropiacion (Burn-In) es considerada la ultima etapa de Starlight ya que tomatodas las cadenas de Markov construidas en el paso anterior que tengan mayorpeso para encontrar ası el mejor ajuste de un espectro de entrada respecto a cadacadena

32 MODELO COMPUTACIONAL 20 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

4 Ultimos ajustes (EX0) desecha los componentes irrelevantes de la base N y afina elajuste generando el archivo de salida

33 Bases Espectrales

Una base espectral utiliza poblaciones estelares simples (SSPs) representadas mediantecumulos de estrellas que nacen a partir de una misma nube de gas con composicion quı-mica homogenea a traves de una formacion estelar intensa y caracterizada por tener unaedad y metalicidad bien definida

Definir las componentes N de la base es de vital importancia para que los resultadostengan alguna conexion con la realidad por ejemplo si se desea identificar la edad delas componentes estelares de una galaxia es necesario que la base precise dentro de susparametros la edad o metalicidad de cada N

331 Construccion de una Poblacion Estelar Simple (SSPs)

El metodo para generar la base de poblaciones estelares contiene tres componentes prin-cipales

1 Observaciones reunidas en bibliotecas estelares de espectros Estas varıan segun latemperatura y la luminosidad de las estrellas de acuerdo con las regiones que sepueden establecer en el diagrama Hertzsprung-Russell (HR)

2 Modelos teoricos de trayectorias evolutivas Estas predicen como serıa la evolucionde las estrellas en un diagrama HR que aportan a la formalizacion de una poblacionestelar

3 Funcion de masa inicial (FMI) φ(m) Pondera el numero de estrellas de masa entrem y m + dm independiente del tiempo y normalizada como

intmφ(m)dm = 1

El espectro de una estrella de masa m que depende de la longitud de onda λ la metali-cidad Z y la edad tprime definido por I(λm t

prime Z) en luminosidades solares [L] y con untiempo de vida τ(m) se define como

I(λm tprime Z) =

f(λm t

prime Z) si tprime le τ(m)

0 si tprime gt τ(m)(37)

donde f es una funcion de λm tprime y Z

Ahora se define

Ψ(tprime) tasa de formacion estelar

33 BASES ESPECTRALES 21 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Z(tprime) ley de enriquecimiento quımico

si se tiene una nube de gas con formacion estelar donde despues de un tiempo de vidat se tienen varias estrellas de distintas masas con edad tprime se debe satisfacer la relaciontprime le t ya que las estrellas no pueden ser mayores que el sistema Sin embargo las estre-llas con edades tprime nacieron en un tiempo t minus tprime donde la tasa de formacion estelar y elenriquecimiento quımico son diferentes de las actuales

El numero de estrellas con edad entre tprime y tprime+dtprime y masas entre m y m+dm en un tiempot esta dada por

dN(t) = Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdtprime (38)

Si la metalicidad esta dada por Z(tminus tprime) la suma de los espectros de las estrellas de edadentre tprime y tprime + dtprime y de masas entre m y m+ dm en el tiempo t es

I total(λm tprime Z(tminus tprime)) = I(λm t

prime Z(tminus tprime))times dN(t)

I total(λm tprime Z(tminus tprime)) = I(λm t

prime Z(tminus tprime))Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdtprime (39)

El espectro total en el tiempo t teniendo en cuenta todas las estrellas con masas entre ellımite inferior de las masas estelares (Mupp) y el lımite superior de masas estelares (Mlow)es

I(λ t) =

int t

0

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(tminus tprime))Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdt

prime (310)

Esta es la ecuacion general para crear un espectro l(λ t) de poblaciones estelares sujetoa una tasa de formacion estelar y a un enriquecimiento quımico determinado Por tantopara formar una poblacion estelar simple con una metalicidad Z y una edad t bien definidasolamente es necesario establecer Ψ(tminus tprime) como

Ψ(tminus tprime) = C times δ(tminus tprime) (311)

donde C es una constante de dimensiones [C] equiv [M] y δ(t minus tprime) equiv [anominus1] Luego laecuacion 310 se reemplaza por

I(λ t) =

int t

0

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(tminus tprime))Cδ(tminus tprime)φ(m)dmdt

prime (312)

Por tanto el espectro con una metalicidad definida en un tiempo tprime = 0 es

I(λ t) = C

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(0))φ(m)dm (313)

Con una poblacion estelar simple es posible generar los elementos de la base a partir dela ecuacion 313 como

33 BASES ESPECTRALES 22 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

L(λ t Z(0)) =I(λ t)

C

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(0))φ(m)dm (314)

L(λ t Z(0)) puede ser llamado Lj(λ) cuando t = tj y Z(0) = Zj con unidades [Lminus1Mminus1

]Por lo tanto el termino Lj(λ) se puede expresar como

Lj(λ) asympsumi

I(mi tj Z(j))φ(mi)∆mi donde τ(mi) le tj (315)

indicando que para calcular Lj(λ) se suman los espectros individuales de estrellas de unabiblioteca estelar dada a lo largo de una edad tj y metalicidad Zj por una funcion de masainicial

332 Modelos de Poblaciones Estelares Simples

Los espectros de las estrellas Lj(λ) se agrupan en diferentes modelos de poblaciones es-telares simples (SSPs) difiriendo en el conjunto de bibliotecas estelares y requerimientosevolutivos pero todos utilizan la funcion de masa de Chabrier (2003)

Υ(logm) prop

exp[minus

(logm minus logmc)2

2σ2

] si m le 1M

mminus13 si m gt 1M

(316)

con mc = 0008 y σ = 0069 Esta funcion de masa indica la cantidad de estrellas en unintervalo logarıtmico de masa 2

Los modelos utilizados son

STELIB (Stellar Library) contiene 249 estrellas observadas entre 3200A - 9500A yresolucion espectral de 3A (Le Borgne et al 2003)

2 podemos reemplazar φ(m) con la condicion de normalizacionint Mupp

Mlow

mΥ(logm)d logm = 1 (317)

con d logm

dm= 1

m ln 10 = d logm

dm= log e

m tenemos

log e

int Mupp

Mlow

Υ(logm)dm =

int Mupp

Mlow

mφ(m)dm = 1 (318)

por tanto

φ(m) = log eΥ(logm)

m (319)

33 BASES ESPECTRALES 23 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Nombre Metalicidad [Z] Fuente

Padova 1994 0001ndash 010 Alongi et al (1993)

Bressan et al (1993)

Fagotto et al (1994a)

Fagotto et al (1994b)

Girardi et al (1996)

Padova 2000 00004 ndash003 Girardi et al (2000)

Geneva 002 Schaller et al (1992)

Charbonnel et al (1996)

Charbonnel et al (1999)

Cuadro 31 Trayectorias Evolutivas usadas en BC03 Fuente BC03

MILES (A Medium Resolution INT Library of Empirical Spectra) Contiene 985estrellas observadas entre 3200A - 7500A y resolucion media de 23A (Sanchez-Blazquez et al 2006)

Granada contiene 1654 espectros estelares compuestos con modelos de atmosferaestelar entre 3000A - 7000A y resolucion espectral de 03A (Martins et al 2005)

Bruzual amp Charlot (2003 BC03) Contiene 26 modelos de base con SSPs calculadosutilizando trayectoria evolutiva de Padova 1994 (Alongi et al 1993 Bressan et al1993 Fagotto et al 1994 Girardi et al 1996) cada base contiene 221 espectros dealta resolucion con edades desde t = 0 a t = 20 Giga anos en un rango de 3200A -9500A en unidades de LAminus1 Mminus1

13 de estas SSPS utilizan la FMI de Chabrier(2003) con Mlow = 01 M y Mupp = 100 M normalizados a una masa total de1M en las estrellas a la edad t = 0 las otras 13 SSPs son analogos Salpeter

Para este trabajo se adapto la base de poblaciones estelares simples de la biblioteca deBruzual e Charlot (2003 BC03) que se basa en trayectorias evolutivas y en bibliotecasde espectros estelares descritas en la tabla 31 32 y 33 La mayorıa de los resultadospublicados de Starlight usan este modelo por su amplia gama en edades y metalicidades

Para reproducir la formacion estelar de NGC6240 se utiliza una base que contiene 200SSPs con edades entre 2 times 106 y 13times1010 anos con resolucion de 3A en un rango de3200A a 9500A para las metalicidades de 02Z (m42) 04Z (m52) 1Z (m62) y 25Z(m72) con rutas evolutivas de Padova 1994 libreria STELIB 2003 y funcion masa inicialde Chabrier (2003) mostrados en el cuadro anexo 71 y visualizados en la figura 31 Ca-da una de las figuras representa una metalicidad de la base con sus respectivos 50 SSPscorrespondientes a diferentes edades En ellas es posible observar que los espectros se

33 BASES ESPECTRALES 24 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Nombre Tipo Intervalo de Resolucion Intervalo de Fuente

longitud de onda metalididad

BaSeL teorica 91 A a 160 micro m 300 105Z a 10Z Kurucz (1995 pc)

Bessel et al (1989)

Bessel et al (1991)

Fluks et al (1994)

Allard amp Hauschidt (1995)

Rauch (2002)

STELIB observacional 3200A a 9500A 2000 - 20 lt[FeH] lt050 Le Borgne et al (2003)

Pickles observacional 1205A a 25 micro m 500 Z Pickles (1998)

Fanelli et al (1992)

Cuadro 32 Bibliotecas de espectros estelares de BC03 Fuente BC03

Nombre Calibracion Fuente

BaSeL 10 teorica Lejeune et al (1997)

Lejeune et al (1998)

BaSeL 22 semi-empırica Lejeune et al (1997)

Lejeune et al (1998)

BaSeL 31 semi-empırica Westera (2000)

Padova 2000 00004 a 003 Westera et al (2002)

Cuadro 33 Diferentes calibraciones basadas BaSeL Fuente BC03

33 BASES ESPECTRALES 25 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

distribuyen desde la poblacion estelar de mayor temperatura en la parte superior hastalas mas frıas en la parte inferior cada espectro se encuentra calibrado por flujo y sonnormalizados a la unidad de masa solar (M)

Otra caracterıstica de la base BC03 es que no reproduce las lıneas de emision observadaspor lo tanto solo es posible reproducir las lıneas de absorcion debidas a la formacionestelar Es entonces donde el codigo requiere enmascarar o definir rangos de longitud deonda que correspondan a las lıneas de emision con el fin de aumentar la sensibilidaddel ajuste y encontrar ası la componente de absorcion que puede estar siendo opacadapor las lıneas de emision del mismo intervalo Para este trabajo se utiliza la mascarageneral dispuesta dentro del codigo adaptada en la tesis doctoral Natalia Vale Asari(2005) donde se enmascaran la lıneas de emision mas fuertes La mascara esta basada enlos trabajos de Gonzalez-Delgado et al (1995) Pastoriza et al(1993) Benjamin et al(1999) y Zhang et al (2005) y en regiones problematicas de la base de Bruzual y Charlot(2003) asociadas a efectos turbulentos entre 6845A - 6945A y entre 7550A - 7725A y laregion entre 7165A -7210A debida a errores sistematicos La mascara general detallada sepuede ver en la tabla anexa 72

33 BASES ESPECTRALES 26 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

02 Z∘

Log(L λ)[L ∘Å-

1 M∘-

1 ]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

04 Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

file=357911131415171921232527293133353639414345474951535557596163

(a) (b)Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

file=357911131517192123252729313335373941434547495153555759

25Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

y136y135y132y131y130y129y128y127y125y122y121y120y119y118y117y116y115y114y109y106y98y95y94y93y92y90y88y89y97y86y85y84y83y81y59y58y57y56y55y54x51y51y49x48y48y47y46y40y39

(c) (d)

Figura 31 Espectros de SSPs del modelo BC03 Bruzual amp Charlot 2003 para diferentesmetalicidades (a) 02Z (m42) (b) 04Z (m52) (c) 1Z(m62) (d) 25Z(m72) cadametalicidad contiene 50 SSPs con edades entre 2times 106 y 13times 1010 anos Resolucion de3A

33 BASES ESPECTRALES 27 Marıa E Rojas A

CAPITULO 4

Extraccion y Analisis de Espectros

El espectro original se obtuvo con el espectrografo ISIS del telescopio William Herschel de4 2m (WHT) instalado en la Palma (Canarias) utilizando las configuraciones R300B -CCD EEV 12 y R316R - CCD MARCONI2 para los brazos azul y rojo respectivamenteentre 3000A- 5000A y 5000A - 7800A con una escala de 149 segundos de arcomm alo largo de la hendidura El espectro fue cedido por la doctora Rosa Gomez Delgadodel Instituto de Astrofısica de Andalucia Los detalles de la observacion se encuentranregistrados en la tabla 41

Fecha Brazo CCD+gratting Slit PA Slit width (arcsec) texp[sec]

20050910 Red MARCONI2+R316R 88593063 1237020 900

20050909 Blue EEV12+R300B 88620857 1237020 900

Cuadro 41 Resumen de las observaciones espectroscopicas de NGC6240

41 Reduccion

En un espectro obtenido con una apertura donde no es posible identificar cual es lazona espacialmente localizada se hace necesario encontrar la orientacion espacial a fin deajustar la imagen espectral respecto a una imagen fotografica de orientacion conocida Estareorientacion fue realizada por Rosa Gomez Delgado y Mario A Higuera G con rutinas deIRAF (Image Reducction and Astronomical Facilities ver httpwwwirafcom) tomandocomo imagen fotografica de referencia la dispuesta en la base del Telescopio EspacialHubble (HST) ver httphubblesiteorggallery

28

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Figura 41 Reduccion espectral para el filtro Rojo separacion espacial fuente Mario AHiguera G

Un vez reorientado el espectro original se realizo una separacion de la cantidad de luzque paso a traves de la apertura del instrumento para los filtros rojo y azul a lo largodel rango espacial definido En la apertura espacial aparecen todas las fuentes de emisionpresentes en el momento del registro Al visualizarlas con la rutina apall de IRAF figura41 se separan las regiones de estudio

El analisis permito identificar y reducir seis zonas en total para cada filtro que al sersuperpuestas con la imagen fotografica espacial de NGC6240 se distiguieron ası zona Inucleo del sur zona II proximidad hacia el sur de la zona I zona III proximidad hacia elnorte del registro fotografico zona IV nucleo del norte zona V seccion intermedia entrelos dos nucleos y finalmente la zona VI estrella de calibracion

De todas las zonas se obtuvo un espectro para cada filtro estos fueron normalizados ypromediados con el fin de dar unicidad y ası permitir visualizar un espectro del visible enun rango entre 3200A y 7200A para todas las zonas Los espectros obtenidos se corrigieronpor Doppler (z = 0024480 NED ver httpnedipaccaltechedu) y exceso de colorasociado al polvo segun Cardelli et al (1989) en donde

E(BminusV ) = minus232 log

(Rint

Robs

)siendo Rint = 31 y Robs =HαHβ la relacion de flujos previamnete calibados de las lıneasHα y Hβ medidos por tecnica de separacion en LINER1

1LINER herramienta computacional del reporte interno de Richard W Pogge la cual utiliza una

41 REDUCCION 29 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Figura 42 Imagen fotografica del HST de NGC6240

Los espectros al final de la reduccion que se utilizaron para este trabajo se presentan enla figura 43

Al realizar el analisis de cada una de las zonas reducidas se encuentra que las zonas Iy IV presentan espectros asociados a nucleos activos las zonas II y III corresponden alas regiones adyacentes de estos nucleos que debido a su baja razon senal-ruido no serananalizadas en este trabajo la zona V corresponde a la zona intermedia debida a la fuertecomponente estelar presente en el espectro y finalmente la zona VI presenta un espectrocaracterıstico de una estrella identificada en la imagen fotografica que se utiliza comopatron de referencia figura 42

tecnica que define un continuo arbitrario sobre el cual es posible marcar el centro esperado de una lıneasobre un espectro esto permite adquirir los valores de λ centro de lınea FWHM ancho equivalente yflujo de las lıneas tanto de emision como de absorcion

41 REDUCCION 30 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

0

2eminus13

4eminus13

6eminus13

8eminus13

λ[Å]4000 5000 6000

Zona I

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

0

2eminus16

4eminus16

6eminus16

8eminus16

1eminus15

12eminus15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona II

(a) (b)

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

minus2eminus16

minus1eminus16

0

1eminus16

2eminus16

3eminus16

4eminus16

λ[Å]3000 4000 5000 6000 7000

Zona III

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

0

5eminus14

1eminus13

15eminus13

2eminus13

25eminus13

3eminus13

35eminus13

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona IV

(c) (d)

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

minus1eminus16

0

1eminus16

2eminus16

3eminus16

4eminus16

5eminus16

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona V

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

2eminus17

4eminus17

6eminus17

8eminus17

1eminus16

12eminus16

λ[Å]4000 5000 6000 7000

ZonaVI

(e) (f)

Figura 43 Espectros reducidos del visible para NGC6240 (a) Zona I (b) Zona II (c)Zona III (d) Zona IV (e) Zona V (f) Zona VI

41 REDUCCION 31 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

42 Caracterizacion

Los espectros de las zonas I y IV son caracterizados por los valores de λ centro de lıneaFWHM ancho equivalente y flujo de las lıneas de absorcion y emision los cuales se puedenobservar en las tablas 42 y 43 para cada zona respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259856 141934 121105 932365

He I lowast 3820000 38243220 240649 -368885 -331320

[Ne III] 3868760 38665283 196365 960760 849525

K-Ca II lowast 3933000 39298906 825863 -438132 -378235

H-Ca II lowast 3968000 39671277 970000 -270968 -230588

He I 4026000 40302915 870264 207639 172326

[S II] 4068600 40671338 613711 167254 136787

Fe II 4178862 41774009 188631 0157450 0123046

Hδ 4101740 41114917 365668 0608985 0489181

Hγ 4340471 43366045 920191 176589 128710

Hβ 4861300 48590737 156186 132648 538800

[O III] 4958900 49586538 303193 112192 394091

[ OIII] 5006840 50054878 217619 263052 856364

C-C lowast 5165000 51681416 204788 -181874 -0543207

Fe II 5197570 51986562 182212 770700 227194

Na-I(D) lowast 5892000 58881143 119381 -971280 -202980

[O I] 6300304 62998452 208984 297493 540325

[O I] 6363776 63638130 213094 886981 157329

[N II] 6548050 65467163 236476 372079 629095

Hα 6562819 65614551 236476 988640 172153

[N II] 6583460 65830864 236476 950283 194036

[S II] 6716440 67180718 184565 402939 743104

[S II] 6730810 67330210 184565 288223 514382lowast Lınea de absorcion

Cuadro 42 Lıneas identificadas en la Zona I de NGC6240

En la caracterizacion de las dos zonas sobresale una significativa emision de Hβ [OIII]5007A Hα y [NII] 6585A asociadas a la formacion estelar o actividad del nucleo galacticoTambien es posible observar la presencia de lıneas de emision de HeI [OI] en conjuntocon la serie de Balmer Ası mismo fue posible medir la lınea de emision [OII] en 3727Ajunto con las lıneas de H-Ca K-Ca

42 CARACTERIZACION 32 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3728815 37295811 139871 980735 752002

[Ne III] 3868760 38702319 202032 129640 988668

K-Ca II lowast 3933000 39331504 649803 -303453 -241752

H-Ca II lowast 3968000 39680195 689754 -287500 -234462

G-banda lowast 4301000 43048105 301566 -703450 -553622

Hγ 4340471 43404194 808685 104001 0771791

Hβ 4861300 48625376 157743 105704 477370

[O III] 4958900 49602510 204316 867190 374412

[O III] 5006840 50088350 156499 203541 858706

C-C lowast 5165000 51694761 221025 -478236 -186147

[O I] 6300304 62999092 223367 346819 593403

[O I] 6363776 63637612 260837 125170 209970

[N II] 6548050 65507192 180655 374786 791877

Hα 6562819 65663501 180655 788344 165570

[N II] 6583460 65867407 180655 101594 211693

[S II] 6716440 67188540 132432 320833 634206

[S II] 6730810 67328965 185795 414013 81368lowast Lınea de absorcion

Cuadro 43 Lıneas identificadas en la Zona IV de NGC6240

42 CARACTERIZACION 33 Marıa E Rojas A

CAPITULO 5

Espectroscopıa Sintetica

Ajustada la sintesis de poblacion estelar inherente al codigo Starlight se estudio la galaxiaNGC6240 y se obtuvieron propiedades fısicas tales como la composicion estelar a lo largode la historia de la formacion estelar de la galaxia bajo la biblioteca de Bruzual y Char-lot (2003) parametros cineticos como extincion por polvo AV y el vector de poblacionestelar en terminos de una fraccion de luz(xj) obtenidos con la interprestacion del porcen-taje de formacion estelar sintetica y las caracterısticas de las lıneas de absorcion obtenidas

51 Sıntesis espectral

Con el fin de encontrar la sintesis de la poblacion estelar de los dos nucleos del sistema encolision NGC6240 se ejecuto el codigo Starlight para las zonas en las que era posible vi-sualizar la regiones centrales de cada nucleo zonas I y IV Con estos espectros de entradase ejecutaron las combinaciones lineales de la base de Bruzual y Charlot (2003) para lasmetalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z individualmente con esto se identificaron laspoblaciones estelares que contribuıan en la reproduccion sintetica de cada zona Con baseen estos resultados parciales finalmente se construyo la base que mejor representa cadazona respectivamente Esta contiene 200 poblaciones estelares con edades entre 2 times 106

y 13times1010 anos resolucion de 3A en un rango de 3200A a 9500A con metalicidades de02Z 04Z 1Z y 25Z rutas evolutivas de Padova 1994 libreria STELIB y funcionmasa inicial de Chabrier (2003)

La busqueda del mejor ajuste entre el espectro de entrada y el espectro de salida se centroen disminuir al maximo el valor de la relacion [chi2Nleff ] la cual relaciona el valor delχ2 de cada valor de λ Otro valor que se tuvo en cuenta fue la desviacion media porcentual

34

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

de todos los pıxeles con relacion al espectro de entrada [adev( )] los mejores valores seregistraron en la tabla 51

Parametro Zona I Zona IV

[chi2Nleff ] 137545 113193

[adev( )] 638644 446156

Cuadro 51 Calidad del ajuste de Starlight

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

Figura 51 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral I de NGC6240 (trazo negro)

Los espectros de la formacion estelar logrados con este ajuste se muestran en las figuras51 y 52 en donde el trazo rojo representa la formacıon estelar asociada al espectro deentrada representado con el trazo negro de las zonas I y IV respectivamente

En estas figuras se puede observar una componente de absorcion sintetica por cada lıneade emision observada del espectro de entrada como es el caso de las lıneas en la longitudde onda de 3740A 3796A 3837A 3887A 3933A 3969A 4098A 4338A 4100A 4339A4860A 6548A las cuales corresponde a transiciones electronicas conocidas y definidas enel cuadro 11

51 SINTESIS ESPECTRAL 35 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

ObservadoSinteacutetico

Figura 52 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral IV de NGC6240 (trazo negro)

51 SINTESIS ESPECTRAL 36 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

52 Sustraccion espectral

Un vez definida la formacion estelar de cada una de la zonas espectrales se realizo unasustraccion de la formacion estelar asociada a cada zona con el fin de descontaminar elespectro de emision del nucleo activo filtrando ası un espectro de mejores caracterısticasel cual es posible observar en el trazo azul de las figuras 53 y 54

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 53 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral I de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral I de NGC6240 (negro)obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z(b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 37 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 54 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral VI de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral IV de NGC6240(negro) obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Zy 25Z (b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 38 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

53 Caracterizacion espectral

Cada uno de los espectros se caracterizo con la identificacion de todas las lıneas de emisionpresentes en ellas una vez realizada la sustraccion mediante un ajuste de tipo gaussianodefinido en un continuo aleatorio en el software LINER siendo posible obtener el centrode lınea el ancho total a la mitad de la altura (FWHM) y el flujo total visualizados enlas tablas 53 y 53 para las zonas I y IV respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259714 145056 273839 953139

H11 3770630 37686479 440904 425545 149716

H10 3797898 37960681 401993 326624 112110

H9 3835384 38334482 367421 376538 124836

[Ne III] 3868760 38685388 179806 168928 541474

K Ca-II lowast 3933000 39294148 131932 -206818 -623528

H Ca-II 3968000 39691155 446669 468596 135456

He I 4026000 40263750 264590 900988 244257

[S II] 4068600 40721025 240745 173767 446216

Hδ 4101740 40978579 169919 276703 688289

Hγ 4340471 43382275 130266 353231 612874

Hβ 4861300 48594336 151258 -677140 792772

[O III] 4958900 49571484 182238 -129678 227669

[O III] 5006840 50056445 189935 -360470 737521

Fe II 5197570 51990830 217043 -909013 291244

[O I] 6300304 62998164 236848 -365105 644235

[O I] 6363776 63634268 280102 -542065 239085

[NII] 6548050 65466426 250518 -330128 652055

Hα 6562819 65614375 250518 -114643 186725

[N II] 6583460 65836201 250518 -195511 214778

[S II] 6716440 67192485 222886 -472177 102774

[S II] 6730810 67358408 222886 -280570 502474lowast Lınea de absorcion

Cuadro 52 Lıneas de Emision Zona I de NGC6240

531 Clasificacion de NGC6240

Para clasificar a NGC6240 entre los tipos de nucleo activo descritos en la literatura seutilizo las razones de flujo para la ubicacion de este sistema en el diagrama BPT (Bald-win Phillips amp Terlevich 1981) descrito en Cid Fernandes et al (2010) como la mejorseparacion entre galaxias tipo Seyfert LINER y de formacion estelar fuerte mediante la

53 CARACTERIZACION ESPECTRAL 39 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[ O I] 3726032 37296033 143969 -221934 787713

[Ne III] 3868760 38706140 118089 -233171 399531

K Ca-II lowast 3933000 39330952 120923 341232 -383848

S II 4076349 40792864 693475 913706 854107

Hδ 4101742 41004019 936462 679737 301683

Fe II lowast 4303176 43052456 192020 -119689 -283858

Hγ 4340471 43394087 100879 155567 419237

Hβ 4861300 48617803 144197 -647377 680787

[O III] 4958900 49606152 172003 -194691 316305

[O III] 5006840 50090156 161854 -479744 914152

[O I] 6300304 63029087 178476 -155210 621454

[O I] 6363776 63667563 189027 334244 199334

[N II] 6548050 65512285 184697 -152528 896611

Hα 6562819 65665557 184697 -1004495E+06 173249

[N II ] 6583460 65869326 184697 711567 217207

[S II] 6716440 67182754 122346 -459232 516263

[S II] 6730810 67316655 212515 -152349 100130lowast Lınea de absorcion

Cuadro 53 Lıneas de Emision Zona IV de NGC6240

relacion de los flujos de las lıneas de emision de Hα Hβ [NII]λ6584 y [OIII]λ5007 enlog([NII]λ6584 Hα) y log([OIII]λ5007Hβ) que para el caso de la region VI es

log([NII]λ6584 Hα) =020

y

log([OIII]λ5007 Hβ) =-028

lo que ubica a NGC6240 en el diagrama BPT dentro de las galaxia tipo LINER en con-cordancia con el catalogo de Veron-Cetty de (2006)

54 Propiedades fısicas de NGC6240

Los parametros derivados del mejor modelo de la sıntesis permiten adicionalmente calcu-lar y encontrar algunas propiedades fısicas de la galaxia tabla 54 A partir de cada unode estos parametros fue posible asociar las siguientes propiedades

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 40 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Parametro Definicion Zona I Zona IV

[summinus of minus xj( )] Vector de poblacion estelar 9422336 9897032

[Miniminus tot] Fraccion de masa 846570E+02 706677E+03

[Mcor minus tot] Logaritmo de la masa estelar [M] 613714E+02 363687E+03

[v0minusmin(kms)] -11323 -13292

[vdminusmin(kms)] 4700 8439

[AV minusmin(mag)] Atenuacion del polvo [magnitud] -10000 -10000

Cuadro 54 Calidad del ajuste de Starlight

Zona OSP IPS YPS

I 0 176488 765745

IV 06582 355544 614753

Cuadro 55 Porcentaje de formacion estelar sintetica de NGC6240 poblacion estelar joven(YSPs) t le 0 1 Giga anos poblacion estelar con edad intermedia (ISP) 0 1 lt tISP le 2Giga anos la poblacion estelar con edad superior (OSP) 125 Giga ano Rodrıguez ZaurınJ et al (2008)

EdadLa interpretacion del termino [summinus of minus xj( )] vector poblacion xj discutido enla seccion 31 permitio clasificar la poblacion estelar sintetica en i poblacion estelarjoven (YSPs) con componentes estelares de edad t le 0 1 Giga ano ii poblacionestelar con edad intermedia (ISP) con componentes de edad entre 0 1 lt tISP le 2Giga ano y iii poblacion estelar con edad superior (OSP) con componentes de edadmayor que 12 5 Giga ano Rodrıguez Zaurın J et al (2008) Es entonces como alrealizar un tabulacion de este vector en la sıntesis de NGC6240 se puede concluirque mas del 60 de la poblacion estelar corresponde a poblacion estelar joven elporcentaje de cada componente segun la zona se especifica en la cuadro 55

MetalicidadEl porcentaje de las metalicidades empleadas para reproducir el sistema NGC6240fueron tabulados en el cuadro 56 Se puede concluir que existe una contribucion depoblacion estelar de tipo frıo K o M ya que la metalicidad de este tipo de poblacioneses aproximadamente cero mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para lazona IV pertenecen a poblaciones mas calientes de tipo espectral O y M

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 41 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Zona 02Z( ) 04Z( ) 1Z( ) 25Z( )

I 219 3618 5583 00002

IV 1289 4501 4105 0

Cuadro 56 Porcentaje de la metalicidad media en la sıntesis de NGC6240

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 42 Marıa E Rojas A

CAPITULO 6

Conclusiones

Del mapeo de la galaxia NGC 6240 se logro extraer un espectro de buenas caracte-rısticas correspondiente a las zonas I y IV las cuales responden a las zonas espacialesde los nucleos de la galaxia mientras que para las demas zonas es necesario aunrealizar algunas reducciones con mayor detalle para lograr ası eliminar el alto ruidopresente en los espectros

Sobre los espectros espacialmente definidos se realizo una extraccion que permitioidentificar las lıneas de emision y absorcion presente en la zonas I y IV

Con base en la combinacion de las bases de poblaciones estelares de Bruzual GCharlot S (2003) se construyo un espectro sintetico de buenas caracterısticas conla ejecucion de Spectral Synthesis Code -Starlight Cid Fernandes R (2005) en laszonas I y IV

Se realizo una sustraccion entre el espectro observado y el espectro sintetico a fin deeliminar la componente de absorcion asociada con la formacion estelar reproducidacon el espectro sintetico obtenido dando origen a una tabla de flujos reales de lıneasde emision que no habıan sido posible medir debido a la superposicion de las lıneasde absorcion asociadas a la actividad de formacion estelar de la galaxia huesped

La poblacion estelar presente en el espectro sintetico de NGC 6240 segun la literaturade Rodrıguez Zaurın J (2008) es una poblacion estelar joven con edades entret le 0 1 Giga ano con un porcentaje del 765745 en la zona I y 614753 enla zona IV La poblacion estelar con edad intermedia entre 0 1 lt tISP le 2 Gigaano presentan un porcentaje mas bajo del 176488 y 355544 en las zonas I yIV respectivamente Mientras que la poblacion estelar mayor de 125 Giga ano notienen asociado ningun porcentaje en la contribucion del espectro sintetico

43

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Existe una poca contribucion de poblacion estelar de tipo frıo K o M en NGC6240ya que la metalicidad de este tipo de poblaciones es aproximadamente cero en lasıntesis espectral mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para la zona IVpertenecen a poblaciones jovenes de tipo espectral O y M

44 Marıa E Rojas A

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45

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CAPITULO 7

Anexos

SSP Edad [anos] Z Mstar

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51

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

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52 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-032spec 000174e9 000800 10000

bc2003-hr-m52-chab-ssp-034spec 000191e9 000800 10000

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53 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

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54 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

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55 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

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bc2003-hr-m72-chab-ssp-115spec 009048e9 005000 07144

bc2003-hr-m72-chab-ssp-116spec 010152e9 005000 07092

bc2003-hr-m72-chab-ssp-117spec 011391e9 005000 07039

bc2003-hr-m72-chab-ssp-118spec 012780e9 005000 06985

Continua en la pagina siguiente

56 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m72-chab-ssp-119spec 014340e9 005000 06930

bc2003-hr-m72-chab-ssp-120spec 016090e9 005000 06876

bc2003-hr-m72-chab-ssp-121spec 018053e9 005000 06823

bc2003-hr-m72-chab-ssp-122spec 020256e9 005000 06771

bc2003-hr-m72-chab-ssp-123spec 022727e9 005000 06720

bc2003-hr-m72-chab-ssp-124spec 025500e9 005000 06669

bc2003-hr-m72-chab-ssp-125spec 028612e9 005000 06618

bc2003-hr-m72-chab-ssp-126spec 032103e9 005000 06566

bc2003-hr-m72-chab-ssp-127spec 036020e9 005000 06514

bc2003-hr-m72-chab-ssp-128spec 040415e9 005000 06461

bc2003-hr-m72-chab-ssp-129spec 045347e9 005000 06410

bc2003-hr-m72-chab-ssp-130spec 050880e9 005000 06356

bc2003-hr-m72-chab-ssp-131spec 057088e9 005000 06302

bc2003-hr-m72-chab-ssp-132spec 064054e9 005000 06253

bc2003-hr-m72-chab-ssp-133spec 071870e9 005000 06196

bc2003-hr-m72-chab-ssp-134spec 080640e9 005000 06143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-135spec 090479e9 005000 06088

bc2003-hr-m72-chab-ssp-201spec 1500000e9 005000 04972

bc2003-hr-m72-chab-ssp-204spec 1575000e9 005000 04960

bc2003-hr-m72-chab-ssp-214spec 1825000e9 005000 04924

bc2003-hr-m72-chab-ssp-218spec 1925000e9 005000 04908

Cuadro 71 Base N

57 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

3416 3436 [Ne v] 34260

3718 3735 [O II] 37260

3720 3737 [O II] 37288

3796 3802 H10 37979

3833 3841 H90 38354

3862 3871 [Ne III] 38691

3882 3891 H8 HeI 38890

3961 3973 [Ne III] 39678

3961 3974 Hε 39701

4024 4030 He I 40262

4067 4070 [S II] 40686

4095 4107 Hδ 41017

4332 4346 Hγ 43405

4469 4475 He I 44715

4854 4868 Hβ 48613

4947 4968 [O III] 49589

4998 5019 [O III] 50068

5009 5022 He I 50157

5156 5164 [Fe VII] 51584

5193 5202 [N I] 51991

5267 5274 [Fe III] 52704

5868 5883 He I 58756

6296 6303 [O I] 63003

6303 6315 [S III] 63121

6355 6372 [O I] 63638

6538 6591 [N II] 65480

6547 6576 Hα 65628

6575 6591 [N II] 65835

6667 6681 He I 66782

6710 6743 [S II] 67164

6718 6743 [S II] 67308

7061 7072 He I 70652

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58 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

7125 7142 [Ar III] 71358

7315 7329 [O II] 73195

7320 7335 [O II] 73302

6845 6945 BC03 lowastlowast7165 7210 BC03 lowastlowast7550 7725 BC03 lowastlowast5880 5906 NaD 5890 lowast lowast lowast9059 9079 [S III] 90690

lowast Lınea de emision

lowastlowast Region en la problematica Bruzual y Charlot (2003)

lowast lowast lowast Absorcion del medio interestelar en 5896A

Cuadro 72 Mascara General desarrollada por NataliaVale Asari (2005) para Starlight

59 Marıa E Rojas A

  • Acroacutenimos
  • Introduccioacuten
  • Fundamentos de Espectroscopiacutea
    • Fundamentos
    • Espectros Astrofiacutesicos
    • Nuacutecleos Activos de Galaxias
      • Sistema NGC6240
      • Sistema NGC6240
      • Coacutedigo de Siacutentesis Espectral
        • Modelo Fiacutesico - Matemaacutetico
        • Modelo Computacional
        • Bases Espectrales
          • Construccioacuten de una Poblacioacuten Estelar Simple (SSPs)
          • Modelos de Poblaciones Estelares Simples
              • Extraccioacuten y Anaacutelisis de Espectros
                • Reduccioacuten
                • Caracterizacioacuten
                  • Espectroscopiacutea Sinteacutetica
                    • Siacutentesis espectral
                    • Sustraccioacuten espectral
                    • Caracterizacioacuten espectral
                      • Clasificacioacuten de NGC6240
                        • Propiedades fiacutesicas de NGC6240
                          • Conclusiones
                            • Bibliografiacutea
                              • Anexos
Page 27: Espectroscop a estelar sint etica, aplicaciones astrof sicas · con modelos estelares que siguen una l nea de tiempo, producidos por la combinacion de bibliotecas de evolucion estelar,

CAPITULO 3

Codigo de Sıntesis Espectral

Los astronomos han desarrollado algunos metodos para obtener informacion sobre la com-posicion de las estrellas y galaxias Uno de ellos es el analisis e interpretacion de los estadoselectronicos de los iones atomos y moleculas de las atmosferas de las estrellas y medio in-terestelar pertenecientes a una galaxia los cuales son reproducidos matematicamente a finde obtener espectros integrados que reconstruyen el espectro sintetico de la galaxia Hoyse tienen dos escuelas que describen la llamada sıntesis de poblacion estelar Evolutiva ySemi-empirıca En la primera escuela la sıntesis se obtiene al reproducir un biblioteca deespectros a partir de condiciones fısicas hipoteticas como historia de formacion estelarevolucion quımica y funcion de masa inicial sin embargo hay incertidumbre sobre las con-diciones fısicas reales de cada biblioteca En la segunda escuela la sıntesis es el resultadode una combinacion lineal de espectros de estrellas yo aglomerados con incertidumbre enla capacidad de las bases estelares para reproducir las condiciones diversas de las galaxiasGomes (2005)

El Dr Roberto Cid Fernandes desarrollo en 2005 un codigo de sıntesis mediante el al-goritmo Metropolis-Markov llamado Starlight Spectral Synthesis Code -Starlight el cualcombina linealmente elementos de bases estelares construidas a partir de observaciones yelementos de bases de poblaciones estelares simples teoricas con edad metalicidad y masadesarrolladas por Bruzual amp Charlot (2003) En este capıtulo se presenta la configuracionde las propiedades fısicas matematicas y computacionales del codigo Starlight

17

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

31 Modelo Fısico - Matematico

En la sıntesis espectral el espectro de una galaxia se compone de una combinacion linealde espectros de poblaciones estelares dentro de un espacio finito ξN con N componentesy elementos Lj(λ) (j = 1 N) Cada Lj es un espectro que depende de la poblacionestelar en un intervalo de longitud de onda λ La ecuacion principal del modelo de sıntesisespectral es

M(λ) =Nsumj=1

xjLj(λ) (31)

donde xj es el coeficiente de expansion y M(λ) es el espectro modelado de salida Laecuacion 31 puede expresarse como

M(λ)

M(λ0)=

Nsumj=1

xj

(Lj(λ)

Lj(λ0)

) (32)

donde se introduce la condicion de normalizacionsumN

j=1 xj = 1 que se cumplira en lalongitud de onda λ0 Ademas es posible interpretar que

M(λ) es el espectro modelo de prueba que a diferencia del espectro observado O(λ)puede consistir de unicamente lıneas de absorcion y un continuo

λ0 es la longitud de onda normalizada M(λ0) y Lj(λ0) son los valores del modelo

y espectro de la poblacion estelar j en λ0 Para este caso se considera λ0 = 4020 A

xj es el flujo monocromatico de la componente j en λ0 en el espacio ξN con extincionAV Al conjunto minusrarrx equiv (x1 xN) se llama el vector de poblacion e indica en lapractica la fraccion de luz debido a cada elemento N Por lo general esto no sumael 100 de la contribucion de luz

Lj(λ) es la poblacion estelar j del espacio ξN que comprende un elemento de labase Cada uno corresponde a una caracterıstica astrofısica bien definida (edad (tj)

metalicidad (Zj)) asociada a Lj medida en unidades L Aminus1 M

Para hacer un analisis funcional con el objeto de encontrar las relaciones del coeficiente xjes necesario una interpretacion matematica de los dos primeros items y una interpretacionfısica de los dos ultimos ası

1 Producto Interno como las funciones del espacio ξN son analıticas es necesariogarantizar que estas cumplan una relacion de ortogonalidad y ortornormalidad enun intervalo [a b] con respecto a una funcion de peso ε(λ) es decir

(Lm(λ) Ln(λ)) =

int b

a

Lm(λ)times Ln(λ)times ε(λ)dλ = Cmnδmn

31 MODELO FISICO - MATEMATICO 18 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

donde δmn es el delta de Kronecker y Cmn es una constante entonces si δmn es 1para todos los m y n se dice que el conjunto es ortonormal Por tanto

Nsumj

xj = 1 (33)

2 Extincion no se tiene en cuenta en el modelo Se sabe que la luz al atravesarun medio interestelar de gas o polvo presenta fenomenos de absorcion o dispersioncausando el llamado enrojecimiento del espectro el cual debe ser previamente co-rregido

3 Dispersion de velocidad es un proceso fısico debido a la dinamica estelar y estarelacionado con el corrimiento Doppler Ası el efecto neto sera el ensanchamiento delas lıneas de absorcion en el espectro observado (Oλ) efecto que debe ser corregidopreviamente

Incorporando las anteriores consideraciones la ecuacion 32 para un modelo fısico resulta

M(λ)

M(λ0)=

Nsumj=1

xj

(Lj(λ)

Lj(λ0)

)r(λ)otimesG(v σ) (34)

donde

r(λ) equiv 10minus04(AλminusAλ0) es el termino de extincion Aλ es la extincion del polvo en la

longitud de onda λ y Aλ0 es el enrojecimiento en la longitud de onda normalizadaλ0 En este trabajo se asume que la curva de extincion es similar a la de nuestragalaxia por eso se utilizara la ley de extincion de Cardelli et al (1989) Ademas seasume que todas las componentes estelares es decir cada elemento de la base sufreel mismo enrojecimiento AV

G(v σ) es una distribucion gaussiana de velocidades centrada en v con amplitudde dispersion σ Los espectros de base (L1(λ) LN) son convoluıdos1 (sımbolootimes) con G(v σ) para tener el ancho de las lıneas de absorcion y emision de M(λ)debidos a la cinematica estelar

1La convolucion transforma un espectro F (λ) a un espectro I(λ) dado por

I(λ) =

int +infin

minusinfinF

(λprime =

λ

1 + vc

)G(v v σ)dv (35)

31 MODELO FISICO - MATEMATICO 19 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

32 Modelo Computacional

La herramienta computacional que permitio realizar los calculos con la ecuacion 34 seencuentra disponible en wwwstarlightufscbr El codigo realiza una descomposicion deun espectro observado O(λ) sobre una base de espectros de poblaciones estelares simplescomo una combinacion lineal encontrando el mejor ajuste de M(λ) con relacion a O(λ)El ajuste a O(λ) se realiza a traves de la tecnica derivada de la mecanica estadısticaconocida como Simulated Annealing utilizada para encontrar los parametros mınimosmediante el algoritmo Metropolis - cadenas de Markov

χ2 equiv χ2 (minusrarrx M(λ0) Av v σ)) =

λfsumλi

(O(λ)minusM(λ))2 ω(λ)2 (36)

donde ω(λ)2 = eminus1λ es la funcion de peso expresada como la mascaraerror en cada λ

siendo cero para las longitudes de onda con flujos falsos o lıneas enmascardas λi es la lon-gitud de onda inicial y λf la longitud final de la suma en la funcion de χ2 Cid Fernandeset al (2004)

El ajuste se realiza en cuatro etapas

1 Primeros ajustes (First Fits FF) Hace un amplio barrido del espacio de parametros

Programa de enfriamiento el algoritmo pasa a traves de la base N disminu-yendo la temperatura iniciando desde la mas caliente hasta un valor mınimode temperatura definido en el archivo de configuracion siguiendo la funcionde probabilidad de Boltzmann y utilizando el criterio Metropolis planteado enCid Fernandes et al (2004b)

Adaptacion de la funcion peso Ajusta el peso de forma dinamica segun laeficiencia de las temperaturas aceptadas Cid Fernandes et al (2004b)

Criterios de convergencia centralizado en el valor adimensional el cual dacuenta de la convergencia de las cadenas asociado a cada elemento de la baseGelman y Rubin et al (1992)

Parametros cinematicos se define un valor para v y σ que se mantiene cons-tante en todo el algoritmo Metropolis Cid Fernandes et al (2004b)

2 Correcciones (Clip amp Refit) permite comprobar el peso asignado a cada punto res-pecto al espectro de entrada estableciendo el NSIGMA de ajuste

3 Apropiacion (Burn-In) es considerada la ultima etapa de Starlight ya que tomatodas las cadenas de Markov construidas en el paso anterior que tengan mayorpeso para encontrar ası el mejor ajuste de un espectro de entrada respecto a cadacadena

32 MODELO COMPUTACIONAL 20 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

4 Ultimos ajustes (EX0) desecha los componentes irrelevantes de la base N y afina elajuste generando el archivo de salida

33 Bases Espectrales

Una base espectral utiliza poblaciones estelares simples (SSPs) representadas mediantecumulos de estrellas que nacen a partir de una misma nube de gas con composicion quı-mica homogenea a traves de una formacion estelar intensa y caracterizada por tener unaedad y metalicidad bien definida

Definir las componentes N de la base es de vital importancia para que los resultadostengan alguna conexion con la realidad por ejemplo si se desea identificar la edad delas componentes estelares de una galaxia es necesario que la base precise dentro de susparametros la edad o metalicidad de cada N

331 Construccion de una Poblacion Estelar Simple (SSPs)

El metodo para generar la base de poblaciones estelares contiene tres componentes prin-cipales

1 Observaciones reunidas en bibliotecas estelares de espectros Estas varıan segun latemperatura y la luminosidad de las estrellas de acuerdo con las regiones que sepueden establecer en el diagrama Hertzsprung-Russell (HR)

2 Modelos teoricos de trayectorias evolutivas Estas predicen como serıa la evolucionde las estrellas en un diagrama HR que aportan a la formalizacion de una poblacionestelar

3 Funcion de masa inicial (FMI) φ(m) Pondera el numero de estrellas de masa entrem y m + dm independiente del tiempo y normalizada como

intmφ(m)dm = 1

El espectro de una estrella de masa m que depende de la longitud de onda λ la metali-cidad Z y la edad tprime definido por I(λm t

prime Z) en luminosidades solares [L] y con untiempo de vida τ(m) se define como

I(λm tprime Z) =

f(λm t

prime Z) si tprime le τ(m)

0 si tprime gt τ(m)(37)

donde f es una funcion de λm tprime y Z

Ahora se define

Ψ(tprime) tasa de formacion estelar

33 BASES ESPECTRALES 21 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Z(tprime) ley de enriquecimiento quımico

si se tiene una nube de gas con formacion estelar donde despues de un tiempo de vidat se tienen varias estrellas de distintas masas con edad tprime se debe satisfacer la relaciontprime le t ya que las estrellas no pueden ser mayores que el sistema Sin embargo las estre-llas con edades tprime nacieron en un tiempo t minus tprime donde la tasa de formacion estelar y elenriquecimiento quımico son diferentes de las actuales

El numero de estrellas con edad entre tprime y tprime+dtprime y masas entre m y m+dm en un tiempot esta dada por

dN(t) = Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdtprime (38)

Si la metalicidad esta dada por Z(tminus tprime) la suma de los espectros de las estrellas de edadentre tprime y tprime + dtprime y de masas entre m y m+ dm en el tiempo t es

I total(λm tprime Z(tminus tprime)) = I(λm t

prime Z(tminus tprime))times dN(t)

I total(λm tprime Z(tminus tprime)) = I(λm t

prime Z(tminus tprime))Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdtprime (39)

El espectro total en el tiempo t teniendo en cuenta todas las estrellas con masas entre ellımite inferior de las masas estelares (Mupp) y el lımite superior de masas estelares (Mlow)es

I(λ t) =

int t

0

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(tminus tprime))Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdt

prime (310)

Esta es la ecuacion general para crear un espectro l(λ t) de poblaciones estelares sujetoa una tasa de formacion estelar y a un enriquecimiento quımico determinado Por tantopara formar una poblacion estelar simple con una metalicidad Z y una edad t bien definidasolamente es necesario establecer Ψ(tminus tprime) como

Ψ(tminus tprime) = C times δ(tminus tprime) (311)

donde C es una constante de dimensiones [C] equiv [M] y δ(t minus tprime) equiv [anominus1] Luego laecuacion 310 se reemplaza por

I(λ t) =

int t

0

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(tminus tprime))Cδ(tminus tprime)φ(m)dmdt

prime (312)

Por tanto el espectro con una metalicidad definida en un tiempo tprime = 0 es

I(λ t) = C

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(0))φ(m)dm (313)

Con una poblacion estelar simple es posible generar los elementos de la base a partir dela ecuacion 313 como

33 BASES ESPECTRALES 22 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

L(λ t Z(0)) =I(λ t)

C

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(0))φ(m)dm (314)

L(λ t Z(0)) puede ser llamado Lj(λ) cuando t = tj y Z(0) = Zj con unidades [Lminus1Mminus1

]Por lo tanto el termino Lj(λ) se puede expresar como

Lj(λ) asympsumi

I(mi tj Z(j))φ(mi)∆mi donde τ(mi) le tj (315)

indicando que para calcular Lj(λ) se suman los espectros individuales de estrellas de unabiblioteca estelar dada a lo largo de una edad tj y metalicidad Zj por una funcion de masainicial

332 Modelos de Poblaciones Estelares Simples

Los espectros de las estrellas Lj(λ) se agrupan en diferentes modelos de poblaciones es-telares simples (SSPs) difiriendo en el conjunto de bibliotecas estelares y requerimientosevolutivos pero todos utilizan la funcion de masa de Chabrier (2003)

Υ(logm) prop

exp[minus

(logm minus logmc)2

2σ2

] si m le 1M

mminus13 si m gt 1M

(316)

con mc = 0008 y σ = 0069 Esta funcion de masa indica la cantidad de estrellas en unintervalo logarıtmico de masa 2

Los modelos utilizados son

STELIB (Stellar Library) contiene 249 estrellas observadas entre 3200A - 9500A yresolucion espectral de 3A (Le Borgne et al 2003)

2 podemos reemplazar φ(m) con la condicion de normalizacionint Mupp

Mlow

mΥ(logm)d logm = 1 (317)

con d logm

dm= 1

m ln 10 = d logm

dm= log e

m tenemos

log e

int Mupp

Mlow

Υ(logm)dm =

int Mupp

Mlow

mφ(m)dm = 1 (318)

por tanto

φ(m) = log eΥ(logm)

m (319)

33 BASES ESPECTRALES 23 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Nombre Metalicidad [Z] Fuente

Padova 1994 0001ndash 010 Alongi et al (1993)

Bressan et al (1993)

Fagotto et al (1994a)

Fagotto et al (1994b)

Girardi et al (1996)

Padova 2000 00004 ndash003 Girardi et al (2000)

Geneva 002 Schaller et al (1992)

Charbonnel et al (1996)

Charbonnel et al (1999)

Cuadro 31 Trayectorias Evolutivas usadas en BC03 Fuente BC03

MILES (A Medium Resolution INT Library of Empirical Spectra) Contiene 985estrellas observadas entre 3200A - 7500A y resolucion media de 23A (Sanchez-Blazquez et al 2006)

Granada contiene 1654 espectros estelares compuestos con modelos de atmosferaestelar entre 3000A - 7000A y resolucion espectral de 03A (Martins et al 2005)

Bruzual amp Charlot (2003 BC03) Contiene 26 modelos de base con SSPs calculadosutilizando trayectoria evolutiva de Padova 1994 (Alongi et al 1993 Bressan et al1993 Fagotto et al 1994 Girardi et al 1996) cada base contiene 221 espectros dealta resolucion con edades desde t = 0 a t = 20 Giga anos en un rango de 3200A -9500A en unidades de LAminus1 Mminus1

13 de estas SSPS utilizan la FMI de Chabrier(2003) con Mlow = 01 M y Mupp = 100 M normalizados a una masa total de1M en las estrellas a la edad t = 0 las otras 13 SSPs son analogos Salpeter

Para este trabajo se adapto la base de poblaciones estelares simples de la biblioteca deBruzual e Charlot (2003 BC03) que se basa en trayectorias evolutivas y en bibliotecasde espectros estelares descritas en la tabla 31 32 y 33 La mayorıa de los resultadospublicados de Starlight usan este modelo por su amplia gama en edades y metalicidades

Para reproducir la formacion estelar de NGC6240 se utiliza una base que contiene 200SSPs con edades entre 2 times 106 y 13times1010 anos con resolucion de 3A en un rango de3200A a 9500A para las metalicidades de 02Z (m42) 04Z (m52) 1Z (m62) y 25Z(m72) con rutas evolutivas de Padova 1994 libreria STELIB 2003 y funcion masa inicialde Chabrier (2003) mostrados en el cuadro anexo 71 y visualizados en la figura 31 Ca-da una de las figuras representa una metalicidad de la base con sus respectivos 50 SSPscorrespondientes a diferentes edades En ellas es posible observar que los espectros se

33 BASES ESPECTRALES 24 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Nombre Tipo Intervalo de Resolucion Intervalo de Fuente

longitud de onda metalididad

BaSeL teorica 91 A a 160 micro m 300 105Z a 10Z Kurucz (1995 pc)

Bessel et al (1989)

Bessel et al (1991)

Fluks et al (1994)

Allard amp Hauschidt (1995)

Rauch (2002)

STELIB observacional 3200A a 9500A 2000 - 20 lt[FeH] lt050 Le Borgne et al (2003)

Pickles observacional 1205A a 25 micro m 500 Z Pickles (1998)

Fanelli et al (1992)

Cuadro 32 Bibliotecas de espectros estelares de BC03 Fuente BC03

Nombre Calibracion Fuente

BaSeL 10 teorica Lejeune et al (1997)

Lejeune et al (1998)

BaSeL 22 semi-empırica Lejeune et al (1997)

Lejeune et al (1998)

BaSeL 31 semi-empırica Westera (2000)

Padova 2000 00004 a 003 Westera et al (2002)

Cuadro 33 Diferentes calibraciones basadas BaSeL Fuente BC03

33 BASES ESPECTRALES 25 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

distribuyen desde la poblacion estelar de mayor temperatura en la parte superior hastalas mas frıas en la parte inferior cada espectro se encuentra calibrado por flujo y sonnormalizados a la unidad de masa solar (M)

Otra caracterıstica de la base BC03 es que no reproduce las lıneas de emision observadaspor lo tanto solo es posible reproducir las lıneas de absorcion debidas a la formacionestelar Es entonces donde el codigo requiere enmascarar o definir rangos de longitud deonda que correspondan a las lıneas de emision con el fin de aumentar la sensibilidaddel ajuste y encontrar ası la componente de absorcion que puede estar siendo opacadapor las lıneas de emision del mismo intervalo Para este trabajo se utiliza la mascarageneral dispuesta dentro del codigo adaptada en la tesis doctoral Natalia Vale Asari(2005) donde se enmascaran la lıneas de emision mas fuertes La mascara esta basada enlos trabajos de Gonzalez-Delgado et al (1995) Pastoriza et al(1993) Benjamin et al(1999) y Zhang et al (2005) y en regiones problematicas de la base de Bruzual y Charlot(2003) asociadas a efectos turbulentos entre 6845A - 6945A y entre 7550A - 7725A y laregion entre 7165A -7210A debida a errores sistematicos La mascara general detallada sepuede ver en la tabla anexa 72

33 BASES ESPECTRALES 26 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

02 Z∘

Log(L λ)[L ∘Å-

1 M∘-

1 ]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

04 Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

file=357911131415171921232527293133353639414345474951535557596163

(a) (b)Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

file=357911131517192123252729313335373941434547495153555759

25Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

y136y135y132y131y130y129y128y127y125y122y121y120y119y118y117y116y115y114y109y106y98y95y94y93y92y90y88y89y97y86y85y84y83y81y59y58y57y56y55y54x51y51y49x48y48y47y46y40y39

(c) (d)

Figura 31 Espectros de SSPs del modelo BC03 Bruzual amp Charlot 2003 para diferentesmetalicidades (a) 02Z (m42) (b) 04Z (m52) (c) 1Z(m62) (d) 25Z(m72) cadametalicidad contiene 50 SSPs con edades entre 2times 106 y 13times 1010 anos Resolucion de3A

33 BASES ESPECTRALES 27 Marıa E Rojas A

CAPITULO 4

Extraccion y Analisis de Espectros

El espectro original se obtuvo con el espectrografo ISIS del telescopio William Herschel de4 2m (WHT) instalado en la Palma (Canarias) utilizando las configuraciones R300B -CCD EEV 12 y R316R - CCD MARCONI2 para los brazos azul y rojo respectivamenteentre 3000A- 5000A y 5000A - 7800A con una escala de 149 segundos de arcomm alo largo de la hendidura El espectro fue cedido por la doctora Rosa Gomez Delgadodel Instituto de Astrofısica de Andalucia Los detalles de la observacion se encuentranregistrados en la tabla 41

Fecha Brazo CCD+gratting Slit PA Slit width (arcsec) texp[sec]

20050910 Red MARCONI2+R316R 88593063 1237020 900

20050909 Blue EEV12+R300B 88620857 1237020 900

Cuadro 41 Resumen de las observaciones espectroscopicas de NGC6240

41 Reduccion

En un espectro obtenido con una apertura donde no es posible identificar cual es lazona espacialmente localizada se hace necesario encontrar la orientacion espacial a fin deajustar la imagen espectral respecto a una imagen fotografica de orientacion conocida Estareorientacion fue realizada por Rosa Gomez Delgado y Mario A Higuera G con rutinas deIRAF (Image Reducction and Astronomical Facilities ver httpwwwirafcom) tomandocomo imagen fotografica de referencia la dispuesta en la base del Telescopio EspacialHubble (HST) ver httphubblesiteorggallery

28

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Figura 41 Reduccion espectral para el filtro Rojo separacion espacial fuente Mario AHiguera G

Un vez reorientado el espectro original se realizo una separacion de la cantidad de luzque paso a traves de la apertura del instrumento para los filtros rojo y azul a lo largodel rango espacial definido En la apertura espacial aparecen todas las fuentes de emisionpresentes en el momento del registro Al visualizarlas con la rutina apall de IRAF figura41 se separan las regiones de estudio

El analisis permito identificar y reducir seis zonas en total para cada filtro que al sersuperpuestas con la imagen fotografica espacial de NGC6240 se distiguieron ası zona Inucleo del sur zona II proximidad hacia el sur de la zona I zona III proximidad hacia elnorte del registro fotografico zona IV nucleo del norte zona V seccion intermedia entrelos dos nucleos y finalmente la zona VI estrella de calibracion

De todas las zonas se obtuvo un espectro para cada filtro estos fueron normalizados ypromediados con el fin de dar unicidad y ası permitir visualizar un espectro del visible enun rango entre 3200A y 7200A para todas las zonas Los espectros obtenidos se corrigieronpor Doppler (z = 0024480 NED ver httpnedipaccaltechedu) y exceso de colorasociado al polvo segun Cardelli et al (1989) en donde

E(BminusV ) = minus232 log

(Rint

Robs

)siendo Rint = 31 y Robs =HαHβ la relacion de flujos previamnete calibados de las lıneasHα y Hβ medidos por tecnica de separacion en LINER1

1LINER herramienta computacional del reporte interno de Richard W Pogge la cual utiliza una

41 REDUCCION 29 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Figura 42 Imagen fotografica del HST de NGC6240

Los espectros al final de la reduccion que se utilizaron para este trabajo se presentan enla figura 43

Al realizar el analisis de cada una de las zonas reducidas se encuentra que las zonas Iy IV presentan espectros asociados a nucleos activos las zonas II y III corresponden alas regiones adyacentes de estos nucleos que debido a su baja razon senal-ruido no serananalizadas en este trabajo la zona V corresponde a la zona intermedia debida a la fuertecomponente estelar presente en el espectro y finalmente la zona VI presenta un espectrocaracterıstico de una estrella identificada en la imagen fotografica que se utiliza comopatron de referencia figura 42

tecnica que define un continuo arbitrario sobre el cual es posible marcar el centro esperado de una lıneasobre un espectro esto permite adquirir los valores de λ centro de lınea FWHM ancho equivalente yflujo de las lıneas tanto de emision como de absorcion

41 REDUCCION 30 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

0

2eminus13

4eminus13

6eminus13

8eminus13

λ[Å]4000 5000 6000

Zona I

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

0

2eminus16

4eminus16

6eminus16

8eminus16

1eminus15

12eminus15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona II

(a) (b)

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

minus2eminus16

minus1eminus16

0

1eminus16

2eminus16

3eminus16

4eminus16

λ[Å]3000 4000 5000 6000 7000

Zona III

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

0

5eminus14

1eminus13

15eminus13

2eminus13

25eminus13

3eminus13

35eminus13

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona IV

(c) (d)

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

minus1eminus16

0

1eminus16

2eminus16

3eminus16

4eminus16

5eminus16

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona V

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

2eminus17

4eminus17

6eminus17

8eminus17

1eminus16

12eminus16

λ[Å]4000 5000 6000 7000

ZonaVI

(e) (f)

Figura 43 Espectros reducidos del visible para NGC6240 (a) Zona I (b) Zona II (c)Zona III (d) Zona IV (e) Zona V (f) Zona VI

41 REDUCCION 31 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

42 Caracterizacion

Los espectros de las zonas I y IV son caracterizados por los valores de λ centro de lıneaFWHM ancho equivalente y flujo de las lıneas de absorcion y emision los cuales se puedenobservar en las tablas 42 y 43 para cada zona respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259856 141934 121105 932365

He I lowast 3820000 38243220 240649 -368885 -331320

[Ne III] 3868760 38665283 196365 960760 849525

K-Ca II lowast 3933000 39298906 825863 -438132 -378235

H-Ca II lowast 3968000 39671277 970000 -270968 -230588

He I 4026000 40302915 870264 207639 172326

[S II] 4068600 40671338 613711 167254 136787

Fe II 4178862 41774009 188631 0157450 0123046

Hδ 4101740 41114917 365668 0608985 0489181

Hγ 4340471 43366045 920191 176589 128710

Hβ 4861300 48590737 156186 132648 538800

[O III] 4958900 49586538 303193 112192 394091

[ OIII] 5006840 50054878 217619 263052 856364

C-C lowast 5165000 51681416 204788 -181874 -0543207

Fe II 5197570 51986562 182212 770700 227194

Na-I(D) lowast 5892000 58881143 119381 -971280 -202980

[O I] 6300304 62998452 208984 297493 540325

[O I] 6363776 63638130 213094 886981 157329

[N II] 6548050 65467163 236476 372079 629095

Hα 6562819 65614551 236476 988640 172153

[N II] 6583460 65830864 236476 950283 194036

[S II] 6716440 67180718 184565 402939 743104

[S II] 6730810 67330210 184565 288223 514382lowast Lınea de absorcion

Cuadro 42 Lıneas identificadas en la Zona I de NGC6240

En la caracterizacion de las dos zonas sobresale una significativa emision de Hβ [OIII]5007A Hα y [NII] 6585A asociadas a la formacion estelar o actividad del nucleo galacticoTambien es posible observar la presencia de lıneas de emision de HeI [OI] en conjuntocon la serie de Balmer Ası mismo fue posible medir la lınea de emision [OII] en 3727Ajunto con las lıneas de H-Ca K-Ca

42 CARACTERIZACION 32 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3728815 37295811 139871 980735 752002

[Ne III] 3868760 38702319 202032 129640 988668

K-Ca II lowast 3933000 39331504 649803 -303453 -241752

H-Ca II lowast 3968000 39680195 689754 -287500 -234462

G-banda lowast 4301000 43048105 301566 -703450 -553622

Hγ 4340471 43404194 808685 104001 0771791

Hβ 4861300 48625376 157743 105704 477370

[O III] 4958900 49602510 204316 867190 374412

[O III] 5006840 50088350 156499 203541 858706

C-C lowast 5165000 51694761 221025 -478236 -186147

[O I] 6300304 62999092 223367 346819 593403

[O I] 6363776 63637612 260837 125170 209970

[N II] 6548050 65507192 180655 374786 791877

Hα 6562819 65663501 180655 788344 165570

[N II] 6583460 65867407 180655 101594 211693

[S II] 6716440 67188540 132432 320833 634206

[S II] 6730810 67328965 185795 414013 81368lowast Lınea de absorcion

Cuadro 43 Lıneas identificadas en la Zona IV de NGC6240

42 CARACTERIZACION 33 Marıa E Rojas A

CAPITULO 5

Espectroscopıa Sintetica

Ajustada la sintesis de poblacion estelar inherente al codigo Starlight se estudio la galaxiaNGC6240 y se obtuvieron propiedades fısicas tales como la composicion estelar a lo largode la historia de la formacion estelar de la galaxia bajo la biblioteca de Bruzual y Char-lot (2003) parametros cineticos como extincion por polvo AV y el vector de poblacionestelar en terminos de una fraccion de luz(xj) obtenidos con la interprestacion del porcen-taje de formacion estelar sintetica y las caracterısticas de las lıneas de absorcion obtenidas

51 Sıntesis espectral

Con el fin de encontrar la sintesis de la poblacion estelar de los dos nucleos del sistema encolision NGC6240 se ejecuto el codigo Starlight para las zonas en las que era posible vi-sualizar la regiones centrales de cada nucleo zonas I y IV Con estos espectros de entradase ejecutaron las combinaciones lineales de la base de Bruzual y Charlot (2003) para lasmetalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z individualmente con esto se identificaron laspoblaciones estelares que contribuıan en la reproduccion sintetica de cada zona Con baseen estos resultados parciales finalmente se construyo la base que mejor representa cadazona respectivamente Esta contiene 200 poblaciones estelares con edades entre 2 times 106

y 13times1010 anos resolucion de 3A en un rango de 3200A a 9500A con metalicidades de02Z 04Z 1Z y 25Z rutas evolutivas de Padova 1994 libreria STELIB y funcionmasa inicial de Chabrier (2003)

La busqueda del mejor ajuste entre el espectro de entrada y el espectro de salida se centroen disminuir al maximo el valor de la relacion [chi2Nleff ] la cual relaciona el valor delχ2 de cada valor de λ Otro valor que se tuvo en cuenta fue la desviacion media porcentual

34

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

de todos los pıxeles con relacion al espectro de entrada [adev( )] los mejores valores seregistraron en la tabla 51

Parametro Zona I Zona IV

[chi2Nleff ] 137545 113193

[adev( )] 638644 446156

Cuadro 51 Calidad del ajuste de Starlight

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

Figura 51 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral I de NGC6240 (trazo negro)

Los espectros de la formacion estelar logrados con este ajuste se muestran en las figuras51 y 52 en donde el trazo rojo representa la formacıon estelar asociada al espectro deentrada representado con el trazo negro de las zonas I y IV respectivamente

En estas figuras se puede observar una componente de absorcion sintetica por cada lıneade emision observada del espectro de entrada como es el caso de las lıneas en la longitudde onda de 3740A 3796A 3837A 3887A 3933A 3969A 4098A 4338A 4100A 4339A4860A 6548A las cuales corresponde a transiciones electronicas conocidas y definidas enel cuadro 11

51 SINTESIS ESPECTRAL 35 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

ObservadoSinteacutetico

Figura 52 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral IV de NGC6240 (trazo negro)

51 SINTESIS ESPECTRAL 36 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

52 Sustraccion espectral

Un vez definida la formacion estelar de cada una de la zonas espectrales se realizo unasustraccion de la formacion estelar asociada a cada zona con el fin de descontaminar elespectro de emision del nucleo activo filtrando ası un espectro de mejores caracterısticasel cual es posible observar en el trazo azul de las figuras 53 y 54

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 53 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral I de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral I de NGC6240 (negro)obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z(b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 37 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 54 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral VI de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral IV de NGC6240(negro) obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Zy 25Z (b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 38 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

53 Caracterizacion espectral

Cada uno de los espectros se caracterizo con la identificacion de todas las lıneas de emisionpresentes en ellas una vez realizada la sustraccion mediante un ajuste de tipo gaussianodefinido en un continuo aleatorio en el software LINER siendo posible obtener el centrode lınea el ancho total a la mitad de la altura (FWHM) y el flujo total visualizados enlas tablas 53 y 53 para las zonas I y IV respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259714 145056 273839 953139

H11 3770630 37686479 440904 425545 149716

H10 3797898 37960681 401993 326624 112110

H9 3835384 38334482 367421 376538 124836

[Ne III] 3868760 38685388 179806 168928 541474

K Ca-II lowast 3933000 39294148 131932 -206818 -623528

H Ca-II 3968000 39691155 446669 468596 135456

He I 4026000 40263750 264590 900988 244257

[S II] 4068600 40721025 240745 173767 446216

Hδ 4101740 40978579 169919 276703 688289

Hγ 4340471 43382275 130266 353231 612874

Hβ 4861300 48594336 151258 -677140 792772

[O III] 4958900 49571484 182238 -129678 227669

[O III] 5006840 50056445 189935 -360470 737521

Fe II 5197570 51990830 217043 -909013 291244

[O I] 6300304 62998164 236848 -365105 644235

[O I] 6363776 63634268 280102 -542065 239085

[NII] 6548050 65466426 250518 -330128 652055

Hα 6562819 65614375 250518 -114643 186725

[N II] 6583460 65836201 250518 -195511 214778

[S II] 6716440 67192485 222886 -472177 102774

[S II] 6730810 67358408 222886 -280570 502474lowast Lınea de absorcion

Cuadro 52 Lıneas de Emision Zona I de NGC6240

531 Clasificacion de NGC6240

Para clasificar a NGC6240 entre los tipos de nucleo activo descritos en la literatura seutilizo las razones de flujo para la ubicacion de este sistema en el diagrama BPT (Bald-win Phillips amp Terlevich 1981) descrito en Cid Fernandes et al (2010) como la mejorseparacion entre galaxias tipo Seyfert LINER y de formacion estelar fuerte mediante la

53 CARACTERIZACION ESPECTRAL 39 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[ O I] 3726032 37296033 143969 -221934 787713

[Ne III] 3868760 38706140 118089 -233171 399531

K Ca-II lowast 3933000 39330952 120923 341232 -383848

S II 4076349 40792864 693475 913706 854107

Hδ 4101742 41004019 936462 679737 301683

Fe II lowast 4303176 43052456 192020 -119689 -283858

Hγ 4340471 43394087 100879 155567 419237

Hβ 4861300 48617803 144197 -647377 680787

[O III] 4958900 49606152 172003 -194691 316305

[O III] 5006840 50090156 161854 -479744 914152

[O I] 6300304 63029087 178476 -155210 621454

[O I] 6363776 63667563 189027 334244 199334

[N II] 6548050 65512285 184697 -152528 896611

Hα 6562819 65665557 184697 -1004495E+06 173249

[N II ] 6583460 65869326 184697 711567 217207

[S II] 6716440 67182754 122346 -459232 516263

[S II] 6730810 67316655 212515 -152349 100130lowast Lınea de absorcion

Cuadro 53 Lıneas de Emision Zona IV de NGC6240

relacion de los flujos de las lıneas de emision de Hα Hβ [NII]λ6584 y [OIII]λ5007 enlog([NII]λ6584 Hα) y log([OIII]λ5007Hβ) que para el caso de la region VI es

log([NII]λ6584 Hα) =020

y

log([OIII]λ5007 Hβ) =-028

lo que ubica a NGC6240 en el diagrama BPT dentro de las galaxia tipo LINER en con-cordancia con el catalogo de Veron-Cetty de (2006)

54 Propiedades fısicas de NGC6240

Los parametros derivados del mejor modelo de la sıntesis permiten adicionalmente calcu-lar y encontrar algunas propiedades fısicas de la galaxia tabla 54 A partir de cada unode estos parametros fue posible asociar las siguientes propiedades

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 40 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Parametro Definicion Zona I Zona IV

[summinus of minus xj( )] Vector de poblacion estelar 9422336 9897032

[Miniminus tot] Fraccion de masa 846570E+02 706677E+03

[Mcor minus tot] Logaritmo de la masa estelar [M] 613714E+02 363687E+03

[v0minusmin(kms)] -11323 -13292

[vdminusmin(kms)] 4700 8439

[AV minusmin(mag)] Atenuacion del polvo [magnitud] -10000 -10000

Cuadro 54 Calidad del ajuste de Starlight

Zona OSP IPS YPS

I 0 176488 765745

IV 06582 355544 614753

Cuadro 55 Porcentaje de formacion estelar sintetica de NGC6240 poblacion estelar joven(YSPs) t le 0 1 Giga anos poblacion estelar con edad intermedia (ISP) 0 1 lt tISP le 2Giga anos la poblacion estelar con edad superior (OSP) 125 Giga ano Rodrıguez ZaurınJ et al (2008)

EdadLa interpretacion del termino [summinus of minus xj( )] vector poblacion xj discutido enla seccion 31 permitio clasificar la poblacion estelar sintetica en i poblacion estelarjoven (YSPs) con componentes estelares de edad t le 0 1 Giga ano ii poblacionestelar con edad intermedia (ISP) con componentes de edad entre 0 1 lt tISP le 2Giga ano y iii poblacion estelar con edad superior (OSP) con componentes de edadmayor que 12 5 Giga ano Rodrıguez Zaurın J et al (2008) Es entonces como alrealizar un tabulacion de este vector en la sıntesis de NGC6240 se puede concluirque mas del 60 de la poblacion estelar corresponde a poblacion estelar joven elporcentaje de cada componente segun la zona se especifica en la cuadro 55

MetalicidadEl porcentaje de las metalicidades empleadas para reproducir el sistema NGC6240fueron tabulados en el cuadro 56 Se puede concluir que existe una contribucion depoblacion estelar de tipo frıo K o M ya que la metalicidad de este tipo de poblacioneses aproximadamente cero mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para lazona IV pertenecen a poblaciones mas calientes de tipo espectral O y M

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 41 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Zona 02Z( ) 04Z( ) 1Z( ) 25Z( )

I 219 3618 5583 00002

IV 1289 4501 4105 0

Cuadro 56 Porcentaje de la metalicidad media en la sıntesis de NGC6240

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 42 Marıa E Rojas A

CAPITULO 6

Conclusiones

Del mapeo de la galaxia NGC 6240 se logro extraer un espectro de buenas caracte-rısticas correspondiente a las zonas I y IV las cuales responden a las zonas espacialesde los nucleos de la galaxia mientras que para las demas zonas es necesario aunrealizar algunas reducciones con mayor detalle para lograr ası eliminar el alto ruidopresente en los espectros

Sobre los espectros espacialmente definidos se realizo una extraccion que permitioidentificar las lıneas de emision y absorcion presente en la zonas I y IV

Con base en la combinacion de las bases de poblaciones estelares de Bruzual GCharlot S (2003) se construyo un espectro sintetico de buenas caracterısticas conla ejecucion de Spectral Synthesis Code -Starlight Cid Fernandes R (2005) en laszonas I y IV

Se realizo una sustraccion entre el espectro observado y el espectro sintetico a fin deeliminar la componente de absorcion asociada con la formacion estelar reproducidacon el espectro sintetico obtenido dando origen a una tabla de flujos reales de lıneasde emision que no habıan sido posible medir debido a la superposicion de las lıneasde absorcion asociadas a la actividad de formacion estelar de la galaxia huesped

La poblacion estelar presente en el espectro sintetico de NGC 6240 segun la literaturade Rodrıguez Zaurın J (2008) es una poblacion estelar joven con edades entret le 0 1 Giga ano con un porcentaje del 765745 en la zona I y 614753 enla zona IV La poblacion estelar con edad intermedia entre 0 1 lt tISP le 2 Gigaano presentan un porcentaje mas bajo del 176488 y 355544 en las zonas I yIV respectivamente Mientras que la poblacion estelar mayor de 125 Giga ano notienen asociado ningun porcentaje en la contribucion del espectro sintetico

43

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Existe una poca contribucion de poblacion estelar de tipo frıo K o M en NGC6240ya que la metalicidad de este tipo de poblaciones es aproximadamente cero en lasıntesis espectral mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para la zona IVpertenecen a poblaciones jovenes de tipo espectral O y M

44 Marıa E Rojas A

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CAPITULO 7

Anexos

SSP Edad [anos] Z Mstar

bc2003-hr-m42-chab-ssp-032spec 000174e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-034spec 000191e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-051spec 000417e9 000400 09666

bc2003-hr-m42-chab-ssp-052spec 000437e9 000400 09622

bc2003-hr-m42-chab-ssp-053spec 000457e9 000400 09579

bc2003-hr-m42-chab-ssp-054spec 000479e9 000400 09534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-055spec 000501e9 000400 09488

bc2003-hr-m42-chab-ssp-070spec 001000e9 000400 08862

bc2003-hr-m42-chab-ssp-073spec 001148e9 000400 08752

bc2003-hr-m42-chab-ssp-074spec 001202e9 000400 08716

bc2003-hr-m42-chab-ssp-075spec 001259e9 000400 08680

bc2003-hr-m42-chab-ssp-076spec 001318e9 000400 08644

bc2003-hr-m42-chab-ssp-077spec 001380e9 000400 08608

bc2003-hr-m42-chab-ssp-078spec 001445e9 000400 08571

bc2003-hr-m42-chab-ssp-079spec 001514e9 000400 08534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-080spec 001585e9 000400 08501

bc2003-hr-m42-chab-ssp-081spec 001660e9 000400 08469

bc2003-hr-m42-chab-ssp-082spec 001738e9 000400 08436

Continua en la pagina siguiente

51

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m42-chab-ssp-084spec 001905e9 000400 08369

bc2003-hr-m42-chab-ssp-087spec 002188e9 000400 08269

bc2003-hr-m42-chab-ssp-088spec 002291e9 000400 08237

bc2003-hr-m42-chab-ssp-112spec 006405e9 000400 07525

bc2003-hr-m42-chab-ssp-113spec 007187e9 000400 07446

bc2003-hr-m42-chab-ssp-114spec 008064e9 000400 07366

bc2003-hr-m42-chab-ssp-115spec 009048e9 000400 07287

bc2003-hr-m42-chab-ssp-116spec 010152e9 000400 07207

bc2003-hr-m42-chab-ssp-117spec 011391e9 000400 07130

bc2003-hr-m42-chab-ssp-118spec 012780e9 000400 07064

bc2003-hr-m42-chab-ssp-119spec 014340e9 000400 06997

bc2003-hr-m42-chab-ssp-120spec 016090e9 000400 06930

bc2003-hr-m42-chab-ssp-121spec 018053e9 000400 06863

bc2003-hr-m42-chab-ssp-122spec 020256e9 000400 06800

bc2003-hr-m42-chab-ssp-123spec 022727e9 000400 06738

bc2003-hr-m42-chab-ssp-124spec 025500e9 000400 06676

bc2003-hr-m42-chab-ssp-125spec 028612e9 000400 06613

bc2003-hr-m42-chab-ssp-126spec 032103e9 000400 06550

bc2003-hr-m42-chab-ssp-127spec 036020e9 000400 06486

bc2003-hr-m42-chab-ssp-128spec 040415e9 000400 06427

bc2003-hr-m42-chab-ssp-129spec 045347e9 000400 06370

bc2003-hr-m42-chab-ssp-130spec 050880e9 000400 06313

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52 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

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53 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

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54 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

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55 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

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bc2003-hr-m72-chab-ssp-074spec 001202e9 005000 08393

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56 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m72-chab-ssp-119spec 014340e9 005000 06930

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bc2003-hr-m72-chab-ssp-130spec 050880e9 005000 06356

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bc2003-hr-m72-chab-ssp-132spec 064054e9 005000 06253

bc2003-hr-m72-chab-ssp-133spec 071870e9 005000 06196

bc2003-hr-m72-chab-ssp-134spec 080640e9 005000 06143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-135spec 090479e9 005000 06088

bc2003-hr-m72-chab-ssp-201spec 1500000e9 005000 04972

bc2003-hr-m72-chab-ssp-204spec 1575000e9 005000 04960

bc2003-hr-m72-chab-ssp-214spec 1825000e9 005000 04924

bc2003-hr-m72-chab-ssp-218spec 1925000e9 005000 04908

Cuadro 71 Base N

57 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

3416 3436 [Ne v] 34260

3718 3735 [O II] 37260

3720 3737 [O II] 37288

3796 3802 H10 37979

3833 3841 H90 38354

3862 3871 [Ne III] 38691

3882 3891 H8 HeI 38890

3961 3973 [Ne III] 39678

3961 3974 Hε 39701

4024 4030 He I 40262

4067 4070 [S II] 40686

4095 4107 Hδ 41017

4332 4346 Hγ 43405

4469 4475 He I 44715

4854 4868 Hβ 48613

4947 4968 [O III] 49589

4998 5019 [O III] 50068

5009 5022 He I 50157

5156 5164 [Fe VII] 51584

5193 5202 [N I] 51991

5267 5274 [Fe III] 52704

5868 5883 He I 58756

6296 6303 [O I] 63003

6303 6315 [S III] 63121

6355 6372 [O I] 63638

6538 6591 [N II] 65480

6547 6576 Hα 65628

6575 6591 [N II] 65835

6667 6681 He I 66782

6710 6743 [S II] 67164

6718 6743 [S II] 67308

7061 7072 He I 70652

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58 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

7125 7142 [Ar III] 71358

7315 7329 [O II] 73195

7320 7335 [O II] 73302

6845 6945 BC03 lowastlowast7165 7210 BC03 lowastlowast7550 7725 BC03 lowastlowast5880 5906 NaD 5890 lowast lowast lowast9059 9079 [S III] 90690

lowast Lınea de emision

lowastlowast Region en la problematica Bruzual y Charlot (2003)

lowast lowast lowast Absorcion del medio interestelar en 5896A

Cuadro 72 Mascara General desarrollada por NataliaVale Asari (2005) para Starlight

59 Marıa E Rojas A

  • Acroacutenimos
  • Introduccioacuten
  • Fundamentos de Espectroscopiacutea
    • Fundamentos
    • Espectros Astrofiacutesicos
    • Nuacutecleos Activos de Galaxias
      • Sistema NGC6240
      • Sistema NGC6240
      • Coacutedigo de Siacutentesis Espectral
        • Modelo Fiacutesico - Matemaacutetico
        • Modelo Computacional
        • Bases Espectrales
          • Construccioacuten de una Poblacioacuten Estelar Simple (SSPs)
          • Modelos de Poblaciones Estelares Simples
              • Extraccioacuten y Anaacutelisis de Espectros
                • Reduccioacuten
                • Caracterizacioacuten
                  • Espectroscopiacutea Sinteacutetica
                    • Siacutentesis espectral
                    • Sustraccioacuten espectral
                    • Caracterizacioacuten espectral
                      • Clasificacioacuten de NGC6240
                        • Propiedades fiacutesicas de NGC6240
                          • Conclusiones
                            • Bibliografiacutea
                              • Anexos
Page 28: Espectroscop a estelar sint etica, aplicaciones astrof sicas · con modelos estelares que siguen una l nea de tiempo, producidos por la combinacion de bibliotecas de evolucion estelar,

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

31 Modelo Fısico - Matematico

En la sıntesis espectral el espectro de una galaxia se compone de una combinacion linealde espectros de poblaciones estelares dentro de un espacio finito ξN con N componentesy elementos Lj(λ) (j = 1 N) Cada Lj es un espectro que depende de la poblacionestelar en un intervalo de longitud de onda λ La ecuacion principal del modelo de sıntesisespectral es

M(λ) =Nsumj=1

xjLj(λ) (31)

donde xj es el coeficiente de expansion y M(λ) es el espectro modelado de salida Laecuacion 31 puede expresarse como

M(λ)

M(λ0)=

Nsumj=1

xj

(Lj(λ)

Lj(λ0)

) (32)

donde se introduce la condicion de normalizacionsumN

j=1 xj = 1 que se cumplira en lalongitud de onda λ0 Ademas es posible interpretar que

M(λ) es el espectro modelo de prueba que a diferencia del espectro observado O(λ)puede consistir de unicamente lıneas de absorcion y un continuo

λ0 es la longitud de onda normalizada M(λ0) y Lj(λ0) son los valores del modelo

y espectro de la poblacion estelar j en λ0 Para este caso se considera λ0 = 4020 A

xj es el flujo monocromatico de la componente j en λ0 en el espacio ξN con extincionAV Al conjunto minusrarrx equiv (x1 xN) se llama el vector de poblacion e indica en lapractica la fraccion de luz debido a cada elemento N Por lo general esto no sumael 100 de la contribucion de luz

Lj(λ) es la poblacion estelar j del espacio ξN que comprende un elemento de labase Cada uno corresponde a una caracterıstica astrofısica bien definida (edad (tj)

metalicidad (Zj)) asociada a Lj medida en unidades L Aminus1 M

Para hacer un analisis funcional con el objeto de encontrar las relaciones del coeficiente xjes necesario una interpretacion matematica de los dos primeros items y una interpretacionfısica de los dos ultimos ası

1 Producto Interno como las funciones del espacio ξN son analıticas es necesariogarantizar que estas cumplan una relacion de ortogonalidad y ortornormalidad enun intervalo [a b] con respecto a una funcion de peso ε(λ) es decir

(Lm(λ) Ln(λ)) =

int b

a

Lm(λ)times Ln(λ)times ε(λ)dλ = Cmnδmn

31 MODELO FISICO - MATEMATICO 18 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

donde δmn es el delta de Kronecker y Cmn es una constante entonces si δmn es 1para todos los m y n se dice que el conjunto es ortonormal Por tanto

Nsumj

xj = 1 (33)

2 Extincion no se tiene en cuenta en el modelo Se sabe que la luz al atravesarun medio interestelar de gas o polvo presenta fenomenos de absorcion o dispersioncausando el llamado enrojecimiento del espectro el cual debe ser previamente co-rregido

3 Dispersion de velocidad es un proceso fısico debido a la dinamica estelar y estarelacionado con el corrimiento Doppler Ası el efecto neto sera el ensanchamiento delas lıneas de absorcion en el espectro observado (Oλ) efecto que debe ser corregidopreviamente

Incorporando las anteriores consideraciones la ecuacion 32 para un modelo fısico resulta

M(λ)

M(λ0)=

Nsumj=1

xj

(Lj(λ)

Lj(λ0)

)r(λ)otimesG(v σ) (34)

donde

r(λ) equiv 10minus04(AλminusAλ0) es el termino de extincion Aλ es la extincion del polvo en la

longitud de onda λ y Aλ0 es el enrojecimiento en la longitud de onda normalizadaλ0 En este trabajo se asume que la curva de extincion es similar a la de nuestragalaxia por eso se utilizara la ley de extincion de Cardelli et al (1989) Ademas seasume que todas las componentes estelares es decir cada elemento de la base sufreel mismo enrojecimiento AV

G(v σ) es una distribucion gaussiana de velocidades centrada en v con amplitudde dispersion σ Los espectros de base (L1(λ) LN) son convoluıdos1 (sımbolootimes) con G(v σ) para tener el ancho de las lıneas de absorcion y emision de M(λ)debidos a la cinematica estelar

1La convolucion transforma un espectro F (λ) a un espectro I(λ) dado por

I(λ) =

int +infin

minusinfinF

(λprime =

λ

1 + vc

)G(v v σ)dv (35)

31 MODELO FISICO - MATEMATICO 19 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

32 Modelo Computacional

La herramienta computacional que permitio realizar los calculos con la ecuacion 34 seencuentra disponible en wwwstarlightufscbr El codigo realiza una descomposicion deun espectro observado O(λ) sobre una base de espectros de poblaciones estelares simplescomo una combinacion lineal encontrando el mejor ajuste de M(λ) con relacion a O(λ)El ajuste a O(λ) se realiza a traves de la tecnica derivada de la mecanica estadısticaconocida como Simulated Annealing utilizada para encontrar los parametros mınimosmediante el algoritmo Metropolis - cadenas de Markov

χ2 equiv χ2 (minusrarrx M(λ0) Av v σ)) =

λfsumλi

(O(λ)minusM(λ))2 ω(λ)2 (36)

donde ω(λ)2 = eminus1λ es la funcion de peso expresada como la mascaraerror en cada λ

siendo cero para las longitudes de onda con flujos falsos o lıneas enmascardas λi es la lon-gitud de onda inicial y λf la longitud final de la suma en la funcion de χ2 Cid Fernandeset al (2004)

El ajuste se realiza en cuatro etapas

1 Primeros ajustes (First Fits FF) Hace un amplio barrido del espacio de parametros

Programa de enfriamiento el algoritmo pasa a traves de la base N disminu-yendo la temperatura iniciando desde la mas caliente hasta un valor mınimode temperatura definido en el archivo de configuracion siguiendo la funcionde probabilidad de Boltzmann y utilizando el criterio Metropolis planteado enCid Fernandes et al (2004b)

Adaptacion de la funcion peso Ajusta el peso de forma dinamica segun laeficiencia de las temperaturas aceptadas Cid Fernandes et al (2004b)

Criterios de convergencia centralizado en el valor adimensional el cual dacuenta de la convergencia de las cadenas asociado a cada elemento de la baseGelman y Rubin et al (1992)

Parametros cinematicos se define un valor para v y σ que se mantiene cons-tante en todo el algoritmo Metropolis Cid Fernandes et al (2004b)

2 Correcciones (Clip amp Refit) permite comprobar el peso asignado a cada punto res-pecto al espectro de entrada estableciendo el NSIGMA de ajuste

3 Apropiacion (Burn-In) es considerada la ultima etapa de Starlight ya que tomatodas las cadenas de Markov construidas en el paso anterior que tengan mayorpeso para encontrar ası el mejor ajuste de un espectro de entrada respecto a cadacadena

32 MODELO COMPUTACIONAL 20 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

4 Ultimos ajustes (EX0) desecha los componentes irrelevantes de la base N y afina elajuste generando el archivo de salida

33 Bases Espectrales

Una base espectral utiliza poblaciones estelares simples (SSPs) representadas mediantecumulos de estrellas que nacen a partir de una misma nube de gas con composicion quı-mica homogenea a traves de una formacion estelar intensa y caracterizada por tener unaedad y metalicidad bien definida

Definir las componentes N de la base es de vital importancia para que los resultadostengan alguna conexion con la realidad por ejemplo si se desea identificar la edad delas componentes estelares de una galaxia es necesario que la base precise dentro de susparametros la edad o metalicidad de cada N

331 Construccion de una Poblacion Estelar Simple (SSPs)

El metodo para generar la base de poblaciones estelares contiene tres componentes prin-cipales

1 Observaciones reunidas en bibliotecas estelares de espectros Estas varıan segun latemperatura y la luminosidad de las estrellas de acuerdo con las regiones que sepueden establecer en el diagrama Hertzsprung-Russell (HR)

2 Modelos teoricos de trayectorias evolutivas Estas predicen como serıa la evolucionde las estrellas en un diagrama HR que aportan a la formalizacion de una poblacionestelar

3 Funcion de masa inicial (FMI) φ(m) Pondera el numero de estrellas de masa entrem y m + dm independiente del tiempo y normalizada como

intmφ(m)dm = 1

El espectro de una estrella de masa m que depende de la longitud de onda λ la metali-cidad Z y la edad tprime definido por I(λm t

prime Z) en luminosidades solares [L] y con untiempo de vida τ(m) se define como

I(λm tprime Z) =

f(λm t

prime Z) si tprime le τ(m)

0 si tprime gt τ(m)(37)

donde f es una funcion de λm tprime y Z

Ahora se define

Ψ(tprime) tasa de formacion estelar

33 BASES ESPECTRALES 21 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Z(tprime) ley de enriquecimiento quımico

si se tiene una nube de gas con formacion estelar donde despues de un tiempo de vidat se tienen varias estrellas de distintas masas con edad tprime se debe satisfacer la relaciontprime le t ya que las estrellas no pueden ser mayores que el sistema Sin embargo las estre-llas con edades tprime nacieron en un tiempo t minus tprime donde la tasa de formacion estelar y elenriquecimiento quımico son diferentes de las actuales

El numero de estrellas con edad entre tprime y tprime+dtprime y masas entre m y m+dm en un tiempot esta dada por

dN(t) = Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdtprime (38)

Si la metalicidad esta dada por Z(tminus tprime) la suma de los espectros de las estrellas de edadentre tprime y tprime + dtprime y de masas entre m y m+ dm en el tiempo t es

I total(λm tprime Z(tminus tprime)) = I(λm t

prime Z(tminus tprime))times dN(t)

I total(λm tprime Z(tminus tprime)) = I(λm t

prime Z(tminus tprime))Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdtprime (39)

El espectro total en el tiempo t teniendo en cuenta todas las estrellas con masas entre ellımite inferior de las masas estelares (Mupp) y el lımite superior de masas estelares (Mlow)es

I(λ t) =

int t

0

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(tminus tprime))Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdt

prime (310)

Esta es la ecuacion general para crear un espectro l(λ t) de poblaciones estelares sujetoa una tasa de formacion estelar y a un enriquecimiento quımico determinado Por tantopara formar una poblacion estelar simple con una metalicidad Z y una edad t bien definidasolamente es necesario establecer Ψ(tminus tprime) como

Ψ(tminus tprime) = C times δ(tminus tprime) (311)

donde C es una constante de dimensiones [C] equiv [M] y δ(t minus tprime) equiv [anominus1] Luego laecuacion 310 se reemplaza por

I(λ t) =

int t

0

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(tminus tprime))Cδ(tminus tprime)φ(m)dmdt

prime (312)

Por tanto el espectro con una metalicidad definida en un tiempo tprime = 0 es

I(λ t) = C

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(0))φ(m)dm (313)

Con una poblacion estelar simple es posible generar los elementos de la base a partir dela ecuacion 313 como

33 BASES ESPECTRALES 22 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

L(λ t Z(0)) =I(λ t)

C

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(0))φ(m)dm (314)

L(λ t Z(0)) puede ser llamado Lj(λ) cuando t = tj y Z(0) = Zj con unidades [Lminus1Mminus1

]Por lo tanto el termino Lj(λ) se puede expresar como

Lj(λ) asympsumi

I(mi tj Z(j))φ(mi)∆mi donde τ(mi) le tj (315)

indicando que para calcular Lj(λ) se suman los espectros individuales de estrellas de unabiblioteca estelar dada a lo largo de una edad tj y metalicidad Zj por una funcion de masainicial

332 Modelos de Poblaciones Estelares Simples

Los espectros de las estrellas Lj(λ) se agrupan en diferentes modelos de poblaciones es-telares simples (SSPs) difiriendo en el conjunto de bibliotecas estelares y requerimientosevolutivos pero todos utilizan la funcion de masa de Chabrier (2003)

Υ(logm) prop

exp[minus

(logm minus logmc)2

2σ2

] si m le 1M

mminus13 si m gt 1M

(316)

con mc = 0008 y σ = 0069 Esta funcion de masa indica la cantidad de estrellas en unintervalo logarıtmico de masa 2

Los modelos utilizados son

STELIB (Stellar Library) contiene 249 estrellas observadas entre 3200A - 9500A yresolucion espectral de 3A (Le Borgne et al 2003)

2 podemos reemplazar φ(m) con la condicion de normalizacionint Mupp

Mlow

mΥ(logm)d logm = 1 (317)

con d logm

dm= 1

m ln 10 = d logm

dm= log e

m tenemos

log e

int Mupp

Mlow

Υ(logm)dm =

int Mupp

Mlow

mφ(m)dm = 1 (318)

por tanto

φ(m) = log eΥ(logm)

m (319)

33 BASES ESPECTRALES 23 Marıa E Rojas A

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Nombre Metalicidad [Z] Fuente

Padova 1994 0001ndash 010 Alongi et al (1993)

Bressan et al (1993)

Fagotto et al (1994a)

Fagotto et al (1994b)

Girardi et al (1996)

Padova 2000 00004 ndash003 Girardi et al (2000)

Geneva 002 Schaller et al (1992)

Charbonnel et al (1996)

Charbonnel et al (1999)

Cuadro 31 Trayectorias Evolutivas usadas en BC03 Fuente BC03

MILES (A Medium Resolution INT Library of Empirical Spectra) Contiene 985estrellas observadas entre 3200A - 7500A y resolucion media de 23A (Sanchez-Blazquez et al 2006)

Granada contiene 1654 espectros estelares compuestos con modelos de atmosferaestelar entre 3000A - 7000A y resolucion espectral de 03A (Martins et al 2005)

Bruzual amp Charlot (2003 BC03) Contiene 26 modelos de base con SSPs calculadosutilizando trayectoria evolutiva de Padova 1994 (Alongi et al 1993 Bressan et al1993 Fagotto et al 1994 Girardi et al 1996) cada base contiene 221 espectros dealta resolucion con edades desde t = 0 a t = 20 Giga anos en un rango de 3200A -9500A en unidades de LAminus1 Mminus1

13 de estas SSPS utilizan la FMI de Chabrier(2003) con Mlow = 01 M y Mupp = 100 M normalizados a una masa total de1M en las estrellas a la edad t = 0 las otras 13 SSPs son analogos Salpeter

Para este trabajo se adapto la base de poblaciones estelares simples de la biblioteca deBruzual e Charlot (2003 BC03) que se basa en trayectorias evolutivas y en bibliotecasde espectros estelares descritas en la tabla 31 32 y 33 La mayorıa de los resultadospublicados de Starlight usan este modelo por su amplia gama en edades y metalicidades

Para reproducir la formacion estelar de NGC6240 se utiliza una base que contiene 200SSPs con edades entre 2 times 106 y 13times1010 anos con resolucion de 3A en un rango de3200A a 9500A para las metalicidades de 02Z (m42) 04Z (m52) 1Z (m62) y 25Z(m72) con rutas evolutivas de Padova 1994 libreria STELIB 2003 y funcion masa inicialde Chabrier (2003) mostrados en el cuadro anexo 71 y visualizados en la figura 31 Ca-da una de las figuras representa una metalicidad de la base con sus respectivos 50 SSPscorrespondientes a diferentes edades En ellas es posible observar que los espectros se

33 BASES ESPECTRALES 24 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Nombre Tipo Intervalo de Resolucion Intervalo de Fuente

longitud de onda metalididad

BaSeL teorica 91 A a 160 micro m 300 105Z a 10Z Kurucz (1995 pc)

Bessel et al (1989)

Bessel et al (1991)

Fluks et al (1994)

Allard amp Hauschidt (1995)

Rauch (2002)

STELIB observacional 3200A a 9500A 2000 - 20 lt[FeH] lt050 Le Borgne et al (2003)

Pickles observacional 1205A a 25 micro m 500 Z Pickles (1998)

Fanelli et al (1992)

Cuadro 32 Bibliotecas de espectros estelares de BC03 Fuente BC03

Nombre Calibracion Fuente

BaSeL 10 teorica Lejeune et al (1997)

Lejeune et al (1998)

BaSeL 22 semi-empırica Lejeune et al (1997)

Lejeune et al (1998)

BaSeL 31 semi-empırica Westera (2000)

Padova 2000 00004 a 003 Westera et al (2002)

Cuadro 33 Diferentes calibraciones basadas BaSeL Fuente BC03

33 BASES ESPECTRALES 25 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

distribuyen desde la poblacion estelar de mayor temperatura en la parte superior hastalas mas frıas en la parte inferior cada espectro se encuentra calibrado por flujo y sonnormalizados a la unidad de masa solar (M)

Otra caracterıstica de la base BC03 es que no reproduce las lıneas de emision observadaspor lo tanto solo es posible reproducir las lıneas de absorcion debidas a la formacionestelar Es entonces donde el codigo requiere enmascarar o definir rangos de longitud deonda que correspondan a las lıneas de emision con el fin de aumentar la sensibilidaddel ajuste y encontrar ası la componente de absorcion que puede estar siendo opacadapor las lıneas de emision del mismo intervalo Para este trabajo se utiliza la mascarageneral dispuesta dentro del codigo adaptada en la tesis doctoral Natalia Vale Asari(2005) donde se enmascaran la lıneas de emision mas fuertes La mascara esta basada enlos trabajos de Gonzalez-Delgado et al (1995) Pastoriza et al(1993) Benjamin et al(1999) y Zhang et al (2005) y en regiones problematicas de la base de Bruzual y Charlot(2003) asociadas a efectos turbulentos entre 6845A - 6945A y entre 7550A - 7725A y laregion entre 7165A -7210A debida a errores sistematicos La mascara general detallada sepuede ver en la tabla anexa 72

33 BASES ESPECTRALES 26 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

02 Z∘

Log(L λ)[L ∘Å-

1 M∘-

1 ]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

04 Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

file=357911131415171921232527293133353639414345474951535557596163

(a) (b)Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

file=357911131517192123252729313335373941434547495153555759

25Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

y136y135y132y131y130y129y128y127y125y122y121y120y119y118y117y116y115y114y109y106y98y95y94y93y92y90y88y89y97y86y85y84y83y81y59y58y57y56y55y54x51y51y49x48y48y47y46y40y39

(c) (d)

Figura 31 Espectros de SSPs del modelo BC03 Bruzual amp Charlot 2003 para diferentesmetalicidades (a) 02Z (m42) (b) 04Z (m52) (c) 1Z(m62) (d) 25Z(m72) cadametalicidad contiene 50 SSPs con edades entre 2times 106 y 13times 1010 anos Resolucion de3A

33 BASES ESPECTRALES 27 Marıa E Rojas A

CAPITULO 4

Extraccion y Analisis de Espectros

El espectro original se obtuvo con el espectrografo ISIS del telescopio William Herschel de4 2m (WHT) instalado en la Palma (Canarias) utilizando las configuraciones R300B -CCD EEV 12 y R316R - CCD MARCONI2 para los brazos azul y rojo respectivamenteentre 3000A- 5000A y 5000A - 7800A con una escala de 149 segundos de arcomm alo largo de la hendidura El espectro fue cedido por la doctora Rosa Gomez Delgadodel Instituto de Astrofısica de Andalucia Los detalles de la observacion se encuentranregistrados en la tabla 41

Fecha Brazo CCD+gratting Slit PA Slit width (arcsec) texp[sec]

20050910 Red MARCONI2+R316R 88593063 1237020 900

20050909 Blue EEV12+R300B 88620857 1237020 900

Cuadro 41 Resumen de las observaciones espectroscopicas de NGC6240

41 Reduccion

En un espectro obtenido con una apertura donde no es posible identificar cual es lazona espacialmente localizada se hace necesario encontrar la orientacion espacial a fin deajustar la imagen espectral respecto a una imagen fotografica de orientacion conocida Estareorientacion fue realizada por Rosa Gomez Delgado y Mario A Higuera G con rutinas deIRAF (Image Reducction and Astronomical Facilities ver httpwwwirafcom) tomandocomo imagen fotografica de referencia la dispuesta en la base del Telescopio EspacialHubble (HST) ver httphubblesiteorggallery

28

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Figura 41 Reduccion espectral para el filtro Rojo separacion espacial fuente Mario AHiguera G

Un vez reorientado el espectro original se realizo una separacion de la cantidad de luzque paso a traves de la apertura del instrumento para los filtros rojo y azul a lo largodel rango espacial definido En la apertura espacial aparecen todas las fuentes de emisionpresentes en el momento del registro Al visualizarlas con la rutina apall de IRAF figura41 se separan las regiones de estudio

El analisis permito identificar y reducir seis zonas en total para cada filtro que al sersuperpuestas con la imagen fotografica espacial de NGC6240 se distiguieron ası zona Inucleo del sur zona II proximidad hacia el sur de la zona I zona III proximidad hacia elnorte del registro fotografico zona IV nucleo del norte zona V seccion intermedia entrelos dos nucleos y finalmente la zona VI estrella de calibracion

De todas las zonas se obtuvo un espectro para cada filtro estos fueron normalizados ypromediados con el fin de dar unicidad y ası permitir visualizar un espectro del visible enun rango entre 3200A y 7200A para todas las zonas Los espectros obtenidos se corrigieronpor Doppler (z = 0024480 NED ver httpnedipaccaltechedu) y exceso de colorasociado al polvo segun Cardelli et al (1989) en donde

E(BminusV ) = minus232 log

(Rint

Robs

)siendo Rint = 31 y Robs =HαHβ la relacion de flujos previamnete calibados de las lıneasHα y Hβ medidos por tecnica de separacion en LINER1

1LINER herramienta computacional del reporte interno de Richard W Pogge la cual utiliza una

41 REDUCCION 29 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Figura 42 Imagen fotografica del HST de NGC6240

Los espectros al final de la reduccion que se utilizaron para este trabajo se presentan enla figura 43

Al realizar el analisis de cada una de las zonas reducidas se encuentra que las zonas Iy IV presentan espectros asociados a nucleos activos las zonas II y III corresponden alas regiones adyacentes de estos nucleos que debido a su baja razon senal-ruido no serananalizadas en este trabajo la zona V corresponde a la zona intermedia debida a la fuertecomponente estelar presente en el espectro y finalmente la zona VI presenta un espectrocaracterıstico de una estrella identificada en la imagen fotografica que se utiliza comopatron de referencia figura 42

tecnica que define un continuo arbitrario sobre el cual es posible marcar el centro esperado de una lıneasobre un espectro esto permite adquirir los valores de λ centro de lınea FWHM ancho equivalente yflujo de las lıneas tanto de emision como de absorcion

41 REDUCCION 30 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

0

2eminus13

4eminus13

6eminus13

8eminus13

λ[Å]4000 5000 6000

Zona I

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

0

2eminus16

4eminus16

6eminus16

8eminus16

1eminus15

12eminus15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona II

(a) (b)

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

minus2eminus16

minus1eminus16

0

1eminus16

2eminus16

3eminus16

4eminus16

λ[Å]3000 4000 5000 6000 7000

Zona III

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

0

5eminus14

1eminus13

15eminus13

2eminus13

25eminus13

3eminus13

35eminus13

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona IV

(c) (d)

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

minus1eminus16

0

1eminus16

2eminus16

3eminus16

4eminus16

5eminus16

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona V

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

2eminus17

4eminus17

6eminus17

8eminus17

1eminus16

12eminus16

λ[Å]4000 5000 6000 7000

ZonaVI

(e) (f)

Figura 43 Espectros reducidos del visible para NGC6240 (a) Zona I (b) Zona II (c)Zona III (d) Zona IV (e) Zona V (f) Zona VI

41 REDUCCION 31 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

42 Caracterizacion

Los espectros de las zonas I y IV son caracterizados por los valores de λ centro de lıneaFWHM ancho equivalente y flujo de las lıneas de absorcion y emision los cuales se puedenobservar en las tablas 42 y 43 para cada zona respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259856 141934 121105 932365

He I lowast 3820000 38243220 240649 -368885 -331320

[Ne III] 3868760 38665283 196365 960760 849525

K-Ca II lowast 3933000 39298906 825863 -438132 -378235

H-Ca II lowast 3968000 39671277 970000 -270968 -230588

He I 4026000 40302915 870264 207639 172326

[S II] 4068600 40671338 613711 167254 136787

Fe II 4178862 41774009 188631 0157450 0123046

Hδ 4101740 41114917 365668 0608985 0489181

Hγ 4340471 43366045 920191 176589 128710

Hβ 4861300 48590737 156186 132648 538800

[O III] 4958900 49586538 303193 112192 394091

[ OIII] 5006840 50054878 217619 263052 856364

C-C lowast 5165000 51681416 204788 -181874 -0543207

Fe II 5197570 51986562 182212 770700 227194

Na-I(D) lowast 5892000 58881143 119381 -971280 -202980

[O I] 6300304 62998452 208984 297493 540325

[O I] 6363776 63638130 213094 886981 157329

[N II] 6548050 65467163 236476 372079 629095

Hα 6562819 65614551 236476 988640 172153

[N II] 6583460 65830864 236476 950283 194036

[S II] 6716440 67180718 184565 402939 743104

[S II] 6730810 67330210 184565 288223 514382lowast Lınea de absorcion

Cuadro 42 Lıneas identificadas en la Zona I de NGC6240

En la caracterizacion de las dos zonas sobresale una significativa emision de Hβ [OIII]5007A Hα y [NII] 6585A asociadas a la formacion estelar o actividad del nucleo galacticoTambien es posible observar la presencia de lıneas de emision de HeI [OI] en conjuntocon la serie de Balmer Ası mismo fue posible medir la lınea de emision [OII] en 3727Ajunto con las lıneas de H-Ca K-Ca

42 CARACTERIZACION 32 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3728815 37295811 139871 980735 752002

[Ne III] 3868760 38702319 202032 129640 988668

K-Ca II lowast 3933000 39331504 649803 -303453 -241752

H-Ca II lowast 3968000 39680195 689754 -287500 -234462

G-banda lowast 4301000 43048105 301566 -703450 -553622

Hγ 4340471 43404194 808685 104001 0771791

Hβ 4861300 48625376 157743 105704 477370

[O III] 4958900 49602510 204316 867190 374412

[O III] 5006840 50088350 156499 203541 858706

C-C lowast 5165000 51694761 221025 -478236 -186147

[O I] 6300304 62999092 223367 346819 593403

[O I] 6363776 63637612 260837 125170 209970

[N II] 6548050 65507192 180655 374786 791877

Hα 6562819 65663501 180655 788344 165570

[N II] 6583460 65867407 180655 101594 211693

[S II] 6716440 67188540 132432 320833 634206

[S II] 6730810 67328965 185795 414013 81368lowast Lınea de absorcion

Cuadro 43 Lıneas identificadas en la Zona IV de NGC6240

42 CARACTERIZACION 33 Marıa E Rojas A

CAPITULO 5

Espectroscopıa Sintetica

Ajustada la sintesis de poblacion estelar inherente al codigo Starlight se estudio la galaxiaNGC6240 y se obtuvieron propiedades fısicas tales como la composicion estelar a lo largode la historia de la formacion estelar de la galaxia bajo la biblioteca de Bruzual y Char-lot (2003) parametros cineticos como extincion por polvo AV y el vector de poblacionestelar en terminos de una fraccion de luz(xj) obtenidos con la interprestacion del porcen-taje de formacion estelar sintetica y las caracterısticas de las lıneas de absorcion obtenidas

51 Sıntesis espectral

Con el fin de encontrar la sintesis de la poblacion estelar de los dos nucleos del sistema encolision NGC6240 se ejecuto el codigo Starlight para las zonas en las que era posible vi-sualizar la regiones centrales de cada nucleo zonas I y IV Con estos espectros de entradase ejecutaron las combinaciones lineales de la base de Bruzual y Charlot (2003) para lasmetalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z individualmente con esto se identificaron laspoblaciones estelares que contribuıan en la reproduccion sintetica de cada zona Con baseen estos resultados parciales finalmente se construyo la base que mejor representa cadazona respectivamente Esta contiene 200 poblaciones estelares con edades entre 2 times 106

y 13times1010 anos resolucion de 3A en un rango de 3200A a 9500A con metalicidades de02Z 04Z 1Z y 25Z rutas evolutivas de Padova 1994 libreria STELIB y funcionmasa inicial de Chabrier (2003)

La busqueda del mejor ajuste entre el espectro de entrada y el espectro de salida se centroen disminuir al maximo el valor de la relacion [chi2Nleff ] la cual relaciona el valor delχ2 de cada valor de λ Otro valor que se tuvo en cuenta fue la desviacion media porcentual

34

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

de todos los pıxeles con relacion al espectro de entrada [adev( )] los mejores valores seregistraron en la tabla 51

Parametro Zona I Zona IV

[chi2Nleff ] 137545 113193

[adev( )] 638644 446156

Cuadro 51 Calidad del ajuste de Starlight

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

Figura 51 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral I de NGC6240 (trazo negro)

Los espectros de la formacion estelar logrados con este ajuste se muestran en las figuras51 y 52 en donde el trazo rojo representa la formacıon estelar asociada al espectro deentrada representado con el trazo negro de las zonas I y IV respectivamente

En estas figuras se puede observar una componente de absorcion sintetica por cada lıneade emision observada del espectro de entrada como es el caso de las lıneas en la longitudde onda de 3740A 3796A 3837A 3887A 3933A 3969A 4098A 4338A 4100A 4339A4860A 6548A las cuales corresponde a transiciones electronicas conocidas y definidas enel cuadro 11

51 SINTESIS ESPECTRAL 35 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

ObservadoSinteacutetico

Figura 52 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral IV de NGC6240 (trazo negro)

51 SINTESIS ESPECTRAL 36 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

52 Sustraccion espectral

Un vez definida la formacion estelar de cada una de la zonas espectrales se realizo unasustraccion de la formacion estelar asociada a cada zona con el fin de descontaminar elespectro de emision del nucleo activo filtrando ası un espectro de mejores caracterısticasel cual es posible observar en el trazo azul de las figuras 53 y 54

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 53 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral I de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral I de NGC6240 (negro)obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z(b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 37 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 54 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral VI de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral IV de NGC6240(negro) obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Zy 25Z (b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 38 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

53 Caracterizacion espectral

Cada uno de los espectros se caracterizo con la identificacion de todas las lıneas de emisionpresentes en ellas una vez realizada la sustraccion mediante un ajuste de tipo gaussianodefinido en un continuo aleatorio en el software LINER siendo posible obtener el centrode lınea el ancho total a la mitad de la altura (FWHM) y el flujo total visualizados enlas tablas 53 y 53 para las zonas I y IV respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259714 145056 273839 953139

H11 3770630 37686479 440904 425545 149716

H10 3797898 37960681 401993 326624 112110

H9 3835384 38334482 367421 376538 124836

[Ne III] 3868760 38685388 179806 168928 541474

K Ca-II lowast 3933000 39294148 131932 -206818 -623528

H Ca-II 3968000 39691155 446669 468596 135456

He I 4026000 40263750 264590 900988 244257

[S II] 4068600 40721025 240745 173767 446216

Hδ 4101740 40978579 169919 276703 688289

Hγ 4340471 43382275 130266 353231 612874

Hβ 4861300 48594336 151258 -677140 792772

[O III] 4958900 49571484 182238 -129678 227669

[O III] 5006840 50056445 189935 -360470 737521

Fe II 5197570 51990830 217043 -909013 291244

[O I] 6300304 62998164 236848 -365105 644235

[O I] 6363776 63634268 280102 -542065 239085

[NII] 6548050 65466426 250518 -330128 652055

Hα 6562819 65614375 250518 -114643 186725

[N II] 6583460 65836201 250518 -195511 214778

[S II] 6716440 67192485 222886 -472177 102774

[S II] 6730810 67358408 222886 -280570 502474lowast Lınea de absorcion

Cuadro 52 Lıneas de Emision Zona I de NGC6240

531 Clasificacion de NGC6240

Para clasificar a NGC6240 entre los tipos de nucleo activo descritos en la literatura seutilizo las razones de flujo para la ubicacion de este sistema en el diagrama BPT (Bald-win Phillips amp Terlevich 1981) descrito en Cid Fernandes et al (2010) como la mejorseparacion entre galaxias tipo Seyfert LINER y de formacion estelar fuerte mediante la

53 CARACTERIZACION ESPECTRAL 39 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[ O I] 3726032 37296033 143969 -221934 787713

[Ne III] 3868760 38706140 118089 -233171 399531

K Ca-II lowast 3933000 39330952 120923 341232 -383848

S II 4076349 40792864 693475 913706 854107

Hδ 4101742 41004019 936462 679737 301683

Fe II lowast 4303176 43052456 192020 -119689 -283858

Hγ 4340471 43394087 100879 155567 419237

Hβ 4861300 48617803 144197 -647377 680787

[O III] 4958900 49606152 172003 -194691 316305

[O III] 5006840 50090156 161854 -479744 914152

[O I] 6300304 63029087 178476 -155210 621454

[O I] 6363776 63667563 189027 334244 199334

[N II] 6548050 65512285 184697 -152528 896611

Hα 6562819 65665557 184697 -1004495E+06 173249

[N II ] 6583460 65869326 184697 711567 217207

[S II] 6716440 67182754 122346 -459232 516263

[S II] 6730810 67316655 212515 -152349 100130lowast Lınea de absorcion

Cuadro 53 Lıneas de Emision Zona IV de NGC6240

relacion de los flujos de las lıneas de emision de Hα Hβ [NII]λ6584 y [OIII]λ5007 enlog([NII]λ6584 Hα) y log([OIII]λ5007Hβ) que para el caso de la region VI es

log([NII]λ6584 Hα) =020

y

log([OIII]λ5007 Hβ) =-028

lo que ubica a NGC6240 en el diagrama BPT dentro de las galaxia tipo LINER en con-cordancia con el catalogo de Veron-Cetty de (2006)

54 Propiedades fısicas de NGC6240

Los parametros derivados del mejor modelo de la sıntesis permiten adicionalmente calcu-lar y encontrar algunas propiedades fısicas de la galaxia tabla 54 A partir de cada unode estos parametros fue posible asociar las siguientes propiedades

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 40 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Parametro Definicion Zona I Zona IV

[summinus of minus xj( )] Vector de poblacion estelar 9422336 9897032

[Miniminus tot] Fraccion de masa 846570E+02 706677E+03

[Mcor minus tot] Logaritmo de la masa estelar [M] 613714E+02 363687E+03

[v0minusmin(kms)] -11323 -13292

[vdminusmin(kms)] 4700 8439

[AV minusmin(mag)] Atenuacion del polvo [magnitud] -10000 -10000

Cuadro 54 Calidad del ajuste de Starlight

Zona OSP IPS YPS

I 0 176488 765745

IV 06582 355544 614753

Cuadro 55 Porcentaje de formacion estelar sintetica de NGC6240 poblacion estelar joven(YSPs) t le 0 1 Giga anos poblacion estelar con edad intermedia (ISP) 0 1 lt tISP le 2Giga anos la poblacion estelar con edad superior (OSP) 125 Giga ano Rodrıguez ZaurınJ et al (2008)

EdadLa interpretacion del termino [summinus of minus xj( )] vector poblacion xj discutido enla seccion 31 permitio clasificar la poblacion estelar sintetica en i poblacion estelarjoven (YSPs) con componentes estelares de edad t le 0 1 Giga ano ii poblacionestelar con edad intermedia (ISP) con componentes de edad entre 0 1 lt tISP le 2Giga ano y iii poblacion estelar con edad superior (OSP) con componentes de edadmayor que 12 5 Giga ano Rodrıguez Zaurın J et al (2008) Es entonces como alrealizar un tabulacion de este vector en la sıntesis de NGC6240 se puede concluirque mas del 60 de la poblacion estelar corresponde a poblacion estelar joven elporcentaje de cada componente segun la zona se especifica en la cuadro 55

MetalicidadEl porcentaje de las metalicidades empleadas para reproducir el sistema NGC6240fueron tabulados en el cuadro 56 Se puede concluir que existe una contribucion depoblacion estelar de tipo frıo K o M ya que la metalicidad de este tipo de poblacioneses aproximadamente cero mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para lazona IV pertenecen a poblaciones mas calientes de tipo espectral O y M

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 41 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Zona 02Z( ) 04Z( ) 1Z( ) 25Z( )

I 219 3618 5583 00002

IV 1289 4501 4105 0

Cuadro 56 Porcentaje de la metalicidad media en la sıntesis de NGC6240

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 42 Marıa E Rojas A

CAPITULO 6

Conclusiones

Del mapeo de la galaxia NGC 6240 se logro extraer un espectro de buenas caracte-rısticas correspondiente a las zonas I y IV las cuales responden a las zonas espacialesde los nucleos de la galaxia mientras que para las demas zonas es necesario aunrealizar algunas reducciones con mayor detalle para lograr ası eliminar el alto ruidopresente en los espectros

Sobre los espectros espacialmente definidos se realizo una extraccion que permitioidentificar las lıneas de emision y absorcion presente en la zonas I y IV

Con base en la combinacion de las bases de poblaciones estelares de Bruzual GCharlot S (2003) se construyo un espectro sintetico de buenas caracterısticas conla ejecucion de Spectral Synthesis Code -Starlight Cid Fernandes R (2005) en laszonas I y IV

Se realizo una sustraccion entre el espectro observado y el espectro sintetico a fin deeliminar la componente de absorcion asociada con la formacion estelar reproducidacon el espectro sintetico obtenido dando origen a una tabla de flujos reales de lıneasde emision que no habıan sido posible medir debido a la superposicion de las lıneasde absorcion asociadas a la actividad de formacion estelar de la galaxia huesped

La poblacion estelar presente en el espectro sintetico de NGC 6240 segun la literaturade Rodrıguez Zaurın J (2008) es una poblacion estelar joven con edades entret le 0 1 Giga ano con un porcentaje del 765745 en la zona I y 614753 enla zona IV La poblacion estelar con edad intermedia entre 0 1 lt tISP le 2 Gigaano presentan un porcentaje mas bajo del 176488 y 355544 en las zonas I yIV respectivamente Mientras que la poblacion estelar mayor de 125 Giga ano notienen asociado ningun porcentaje en la contribucion del espectro sintetico

43

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Existe una poca contribucion de poblacion estelar de tipo frıo K o M en NGC6240ya que la metalicidad de este tipo de poblaciones es aproximadamente cero en lasıntesis espectral mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para la zona IVpertenecen a poblaciones jovenes de tipo espectral O y M

44 Marıa E Rojas A

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45

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BIBLIOGRAFIA 50 Marıa E Rojas A

CAPITULO 7

Anexos

SSP Edad [anos] Z Mstar

bc2003-hr-m42-chab-ssp-032spec 000174e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-034spec 000191e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-051spec 000417e9 000400 09666

bc2003-hr-m42-chab-ssp-052spec 000437e9 000400 09622

bc2003-hr-m42-chab-ssp-053spec 000457e9 000400 09579

bc2003-hr-m42-chab-ssp-054spec 000479e9 000400 09534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-055spec 000501e9 000400 09488

bc2003-hr-m42-chab-ssp-070spec 001000e9 000400 08862

bc2003-hr-m42-chab-ssp-073spec 001148e9 000400 08752

bc2003-hr-m42-chab-ssp-074spec 001202e9 000400 08716

bc2003-hr-m42-chab-ssp-075spec 001259e9 000400 08680

bc2003-hr-m42-chab-ssp-076spec 001318e9 000400 08644

bc2003-hr-m42-chab-ssp-077spec 001380e9 000400 08608

bc2003-hr-m42-chab-ssp-078spec 001445e9 000400 08571

bc2003-hr-m42-chab-ssp-079spec 001514e9 000400 08534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-080spec 001585e9 000400 08501

bc2003-hr-m42-chab-ssp-081spec 001660e9 000400 08469

bc2003-hr-m42-chab-ssp-082spec 001738e9 000400 08436

Continua en la pagina siguiente

51

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m42-chab-ssp-084spec 001905e9 000400 08369

bc2003-hr-m42-chab-ssp-087spec 002188e9 000400 08269

bc2003-hr-m42-chab-ssp-088spec 002291e9 000400 08237

bc2003-hr-m42-chab-ssp-112spec 006405e9 000400 07525

bc2003-hr-m42-chab-ssp-113spec 007187e9 000400 07446

bc2003-hr-m42-chab-ssp-114spec 008064e9 000400 07366

bc2003-hr-m42-chab-ssp-115spec 009048e9 000400 07287

bc2003-hr-m42-chab-ssp-116spec 010152e9 000400 07207

bc2003-hr-m42-chab-ssp-117spec 011391e9 000400 07130

bc2003-hr-m42-chab-ssp-118spec 012780e9 000400 07064

bc2003-hr-m42-chab-ssp-119spec 014340e9 000400 06997

bc2003-hr-m42-chab-ssp-120spec 016090e9 000400 06930

bc2003-hr-m42-chab-ssp-121spec 018053e9 000400 06863

bc2003-hr-m42-chab-ssp-122spec 020256e9 000400 06800

bc2003-hr-m42-chab-ssp-123spec 022727e9 000400 06738

bc2003-hr-m42-chab-ssp-124spec 025500e9 000400 06676

bc2003-hr-m42-chab-ssp-125spec 028612e9 000400 06613

bc2003-hr-m42-chab-ssp-126spec 032103e9 000400 06550

bc2003-hr-m42-chab-ssp-127spec 036020e9 000400 06486

bc2003-hr-m42-chab-ssp-128spec 040415e9 000400 06427

bc2003-hr-m42-chab-ssp-129spec 045347e9 000400 06370

bc2003-hr-m42-chab-ssp-130spec 050880e9 000400 06313

bc2003-hr-m42-chab-ssp-131spec 057088e9 000400 06256

bc2003-hr-m42-chab-ssp-132spec 064054e9 000400 06197

bc2003-hr-m42-chab-ssp-133spec 071870e9 000400 06140

bc2003-hr-m42-chab-ssp-134spec 080640e9 000400 06082

bc2003-hr-m42-chab-ssp-135spec 090479e9 000400 06024

bc2003-hr-m42-chab-ssp-201spec 1500000e9 000400 04919

bc2003-hr-m42-chab-ssp-204spec 1575000e9 000400 04915

bc2003-hr-m42-chab-ssp-214spec 1825000e9 000400 04875

bc2003-hr-m42-chab-ssp-218spec 1925000e9 000400 04872

bc2003-hr-m52-chab-ssp-031spec 000166e9 000800 10000

Continua en la pagina siguiente

52 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-032spec 000174e9 000800 10000

bc2003-hr-m52-chab-ssp-034spec 000191e9 000800 10000

bc2003-hr-m52-chab-ssp-051spec 000417e9 000800 09645

bc2003-hr-m52-chab-ssp-052spec 000437e9 000800 09599

bc2003-hr-m52-chab-ssp-054spec 000479e9 000800 09496

bc2003-hr-m52-chab-ssp-055spec 000501e9 000800 09443

bc2003-hr-m52-chab-ssp-070spec 001000e9 000800 08827

bc2003-hr-m52-chab-ssp-073spec 001148e9 000800 08725

bc2003-hr-m52-chab-ssp-074spec 001202e9 000800 08691

bc2003-hr-m52-chab-ssp-075spec 001259e9 000800 08657

bc2003-hr-m52-chab-ssp-076spec 001318e9 000800 08622

bc2003-hr-m52-chab-ssp-077spec 001380e9 000800 08587

bc2003-hr-m52-chab-ssp-078spec 001445e9 000800 08552

bc2003-hr-m52-chab-ssp-079spec 001514e9 000800 08517

bc2003-hr-m52-chab-ssp-080spec 001585e9 000800 08485

bc2003-hr-m52-chab-ssp-081spec 001660e9 000800 08453

bc2003-hr-m52-chab-ssp-082spec 001738e9 000800 08420

bc2003-hr-m52-chab-ssp-083spec 001820e9 000800 08387

bc2003-hr-m52-chab-ssp-084spec 001905e9 000800 08354

bc2003-hr-m52-chab-ssp-087spec 002188e9 000800 08256

bc2003-hr-m52-chab-ssp-088spec 002291e9 000800 08226

bc2003-hr-m52-chab-ssp-112spec 006405e9 000800 07527

bc2003-hr-m52-chab-ssp-113spec 007187e9 000800 07451

bc2003-hr-m52-chab-ssp-114spec 008064e9 000800 07376

bc2003-hr-m52-chab-ssp-115spec 009048e9 000800 07301

bc2003-hr-m52-chab-ssp-116spec 010152e9 000800 07226

bc2003-hr-m52-chab-ssp-117spec 011391e9 000800 07150

bc2003-hr-m52-chab-ssp-118spec 012780e9 000800 07088

bc2003-hr-m52-chab-ssp-119spec 014340e9 000800 07026

bc2003-hr-m52-chab-ssp-120spec 016090e9 000800 06963

bc2003-hr-m52-chab-ssp-121spec 018053e9 000800 06900

bc2003-hr-m52-chab-ssp-122spec 020256e9 000800 06838

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53 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-123spec 022727e9 000800 06781

bc2003-hr-m52-chab-ssp-124spec 025500e9 000800 06723

bc2003-hr-m52-chab-ssp-125spec 028612e9 000800 06665

bc2003-hr-m52-chab-ssp-126spec 032103e9 000800 06607

bc2003-hr-m52-chab-ssp-127spec 036020e9 000800 06548

bc2003-hr-m52-chab-ssp-128spec 040415e9 000800 06490

bc2003-hr-m52-chab-ssp-129spec 045347e9 000800 06434

bc2003-hr-m52-chab-ssp-130spec 050880e9 000800 06377

bc2003-hr-m52-chab-ssp-131spec 057088e9 000800 06318

bc2003-hr-m52-chab-ssp-132spec 064054e9 000800 06266

bc2003-hr-m52-chab-ssp-133spec 071870e9 000800 06205

bc2003-hr-m52-chab-ssp-134spec 080640e9 000800 06145

bc2003-hr-m52-chab-ssp-135spec 090479e9 000800 06086

bc2003-hr-m52-chab-ssp-201spec 1500000e9 000800 04936

bc2003-hr-m52-chab-ssp-204spec 1575000e9 000800 04935

bc2003-hr-m52-chab-ssp-214spec 1825000e9 000800 04887

bc2003-hr-m52-chab-ssp-218spec 1925000e9 000800 04882

bc2003-hr-m62-chab-ssp-031spec 000166e9 002000 10000

bc2003-hr-m62-chab-ssp-032spec 000174e9 002000 10000

bc2003-hr-m62-chab-ssp-034spec 000191e9 002000 09996

bc2003-hr-m62-chab-ssp-051spec 000417e9 002000 09535

bc2003-hr-m62-chab-ssp-052spec 000437e9 002000 09482

bc2003-hr-m62-chab-ssp-054spec 000479e9 002000 09384

bc2003-hr-m62-chab-ssp-055spec 000501e9 002000 09342

bc2003-hr-m62-chab-ssp-070spec 001000e9 002000 08751

bc2003-hr-m62-chab-ssp-071spec 001047e9 002000 08716

bc2003-hr-m62-chab-ssp-072spec 001096e9 002000 08680

bc2003-hr-m62-chab-ssp-073spec 001148e9 002000 08644

bc2003-hr-m62-chab-ssp-074spec 001202e9 002000 08608

bc2003-hr-m62-chab-ssp-075spec 001259e9 002000 08572

bc2003-hr-m62-chab-ssp-076spec 001318e9 002000 08535

bc2003-hr-m62-chab-ssp-077spec 001380e9 002000 08503

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54 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-078spec 001445e9 002000 08472

bc2003-hr-m62-chab-ssp-079spec 001514e9 002000 08440

bc2003-hr-m62-chab-ssp-081spec 001660e9 002000 08375

bc2003-hr-m62-chab-ssp-082spec 001738e9 002000 08342

bc2003-hr-m62-chab-ssp-084spec 001905e9 002000 08276

bc2003-hr-m62-chab-ssp-087spec 002188e9 002000 08189

bc2003-hr-m62-chab-ssp-088spec 002291e9 002000 08159

bc2003-hr-m62-chab-ssp-112spec 006405e9 002000 07502

bc2003-hr-m62-chab-ssp-113spec 007187e9 002000 07429

bc2003-hr-m62-chab-ssp-114spec 008064e9 002000 07360

bc2003-hr-m62-chab-ssp-115spec 009048e9 002000 07291

bc2003-hr-m62-chab-ssp-116spec 010152e9 002000 07221

bc2003-hr-m62-chab-ssp-117spec 011391e9 002000 07150

bc2003-hr-m62-chab-ssp-118spec 012780e9 002000 07093

bc2003-hr-m62-chab-ssp-119spec 014340e9 002000 07036

bc2003-hr-m62-chab-ssp-120spec 016090e9 002000 06978

bc2003-hr-m62-chab-ssp-121spec 018053e9 002000 06920

bc2003-hr-m62-chab-ssp-122spec 020256e9 002000 06862

bc2003-hr-m62-chab-ssp-123spec 022727e9 002000 06808

bc2003-hr-m62-chab-ssp-124spec 025500e9 002000 06754

bc2003-hr-m62-chab-ssp-125spec 028612e9 002000 06700

bc2003-hr-m62-chab-ssp-126spec 032103e9 002000 06646

bc2003-hr-m62-chab-ssp-127spec 036020e9 002000 06592

bc2003-hr-m62-chab-ssp-128spec 040415e9 002000 06538

bc2003-hr-m62-chab-ssp-129spec 045347e9 002000 06484

bc2003-hr-m62-chab-ssp-130spec 050880e9 002000 06430

bc2003-hr-m62-chab-ssp-131spec 057088e9 002000 06376

bc2003-hr-m62-chab-ssp-132spec 064054e9 002000 06322

bc2003-hr-m62-chab-ssp-133spec 071870e9 002000 06265

bc2003-hr-m62-chab-ssp-134spec 080640e9 002000 06209

bc2003-hr-m62-chab-ssp-135spec 090479e9 002000 06152

bc2003-hr-m62-chab-ssp-201spec 1500000e9 002000 04999

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55 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-204spec 1575000e9 002000 04991

bc2003-hr-m62-chab-ssp-214spec 1825000e9 002000 04946

bc2003-hr-m62-chab-ssp-218spec 1925000e9 002000 04941

bc2003-hr-m72-chab-ssp-031spec 000166e9 005000 09918

bc2003-hr-m72-chab-ssp-032spec 000174e9 005000 09933

bc2003-hr-m72-chab-ssp-034spec 000191e9 005000 09890

bc2003-hr-m72-chab-ssp-051spec 000417e9 005000 09299

bc2003-hr-m72-chab-ssp-052spec 000437e9 005000 09260

bc2003-hr-m72-chab-ssp-054spec 000479e9 005000 09186

bc2003-hr-m72-chab-ssp-055spec 000501e9 005000 09147

bc2003-hr-m72-chab-ssp-070spec 001000e9 005000 08524

bc2003-hr-m72-chab-ssp-071spec 001047e9 005000 08491

bc2003-hr-m72-chab-ssp-072spec 001096e9 005000 08459

bc2003-hr-m72-chab-ssp-073spec 001148e9 005000 08427

bc2003-hr-m72-chab-ssp-074spec 001202e9 005000 08393

bc2003-hr-m72-chab-ssp-075spec 001259e9 005000 08360

bc2003-hr-m72-chab-ssp-076spec 001318e9 005000 08326

bc2003-hr-m72-chab-ssp-077spec 001380e9 005000 08292

bc2003-hr-m72-chab-ssp-078spec 001445e9 005000 08262

bc2003-hr-m72-chab-ssp-079spec 001514e9 005000 08233

bc2003-hr-m72-chab-ssp-081spec 001660e9 005000 08174

bc2003-hr-m72-chab-ssp-082spec 001738e9 005000 08143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-084spec 001905e9 005000 08081

bc2003-hr-m72-chab-ssp-087spec 002188e9 005000 07990

bc2003-hr-m72-chab-ssp-088spec 002291e9 005000 07958

bc2003-hr-m72-chab-ssp-112spec 006405e9 005000 07345

bc2003-hr-m72-chab-ssp-113spec 007187e9 005000 07278

bc2003-hr-m72-chab-ssp-114spec 008064e9 005000 07211

bc2003-hr-m72-chab-ssp-115spec 009048e9 005000 07144

bc2003-hr-m72-chab-ssp-116spec 010152e9 005000 07092

bc2003-hr-m72-chab-ssp-117spec 011391e9 005000 07039

bc2003-hr-m72-chab-ssp-118spec 012780e9 005000 06985

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56 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m72-chab-ssp-119spec 014340e9 005000 06930

bc2003-hr-m72-chab-ssp-120spec 016090e9 005000 06876

bc2003-hr-m72-chab-ssp-121spec 018053e9 005000 06823

bc2003-hr-m72-chab-ssp-122spec 020256e9 005000 06771

bc2003-hr-m72-chab-ssp-123spec 022727e9 005000 06720

bc2003-hr-m72-chab-ssp-124spec 025500e9 005000 06669

bc2003-hr-m72-chab-ssp-125spec 028612e9 005000 06618

bc2003-hr-m72-chab-ssp-126spec 032103e9 005000 06566

bc2003-hr-m72-chab-ssp-127spec 036020e9 005000 06514

bc2003-hr-m72-chab-ssp-128spec 040415e9 005000 06461

bc2003-hr-m72-chab-ssp-129spec 045347e9 005000 06410

bc2003-hr-m72-chab-ssp-130spec 050880e9 005000 06356

bc2003-hr-m72-chab-ssp-131spec 057088e9 005000 06302

bc2003-hr-m72-chab-ssp-132spec 064054e9 005000 06253

bc2003-hr-m72-chab-ssp-133spec 071870e9 005000 06196

bc2003-hr-m72-chab-ssp-134spec 080640e9 005000 06143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-135spec 090479e9 005000 06088

bc2003-hr-m72-chab-ssp-201spec 1500000e9 005000 04972

bc2003-hr-m72-chab-ssp-204spec 1575000e9 005000 04960

bc2003-hr-m72-chab-ssp-214spec 1825000e9 005000 04924

bc2003-hr-m72-chab-ssp-218spec 1925000e9 005000 04908

Cuadro 71 Base N

57 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

3416 3436 [Ne v] 34260

3718 3735 [O II] 37260

3720 3737 [O II] 37288

3796 3802 H10 37979

3833 3841 H90 38354

3862 3871 [Ne III] 38691

3882 3891 H8 HeI 38890

3961 3973 [Ne III] 39678

3961 3974 Hε 39701

4024 4030 He I 40262

4067 4070 [S II] 40686

4095 4107 Hδ 41017

4332 4346 Hγ 43405

4469 4475 He I 44715

4854 4868 Hβ 48613

4947 4968 [O III] 49589

4998 5019 [O III] 50068

5009 5022 He I 50157

5156 5164 [Fe VII] 51584

5193 5202 [N I] 51991

5267 5274 [Fe III] 52704

5868 5883 He I 58756

6296 6303 [O I] 63003

6303 6315 [S III] 63121

6355 6372 [O I] 63638

6538 6591 [N II] 65480

6547 6576 Hα 65628

6575 6591 [N II] 65835

6667 6681 He I 66782

6710 6743 [S II] 67164

6718 6743 [S II] 67308

7061 7072 He I 70652

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58 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

7125 7142 [Ar III] 71358

7315 7329 [O II] 73195

7320 7335 [O II] 73302

6845 6945 BC03 lowastlowast7165 7210 BC03 lowastlowast7550 7725 BC03 lowastlowast5880 5906 NaD 5890 lowast lowast lowast9059 9079 [S III] 90690

lowast Lınea de emision

lowastlowast Region en la problematica Bruzual y Charlot (2003)

lowast lowast lowast Absorcion del medio interestelar en 5896A

Cuadro 72 Mascara General desarrollada por NataliaVale Asari (2005) para Starlight

59 Marıa E Rojas A

  • Acroacutenimos
  • Introduccioacuten
  • Fundamentos de Espectroscopiacutea
    • Fundamentos
    • Espectros Astrofiacutesicos
    • Nuacutecleos Activos de Galaxias
      • Sistema NGC6240
      • Sistema NGC6240
      • Coacutedigo de Siacutentesis Espectral
        • Modelo Fiacutesico - Matemaacutetico
        • Modelo Computacional
        • Bases Espectrales
          • Construccioacuten de una Poblacioacuten Estelar Simple (SSPs)
          • Modelos de Poblaciones Estelares Simples
              • Extraccioacuten y Anaacutelisis de Espectros
                • Reduccioacuten
                • Caracterizacioacuten
                  • Espectroscopiacutea Sinteacutetica
                    • Siacutentesis espectral
                    • Sustraccioacuten espectral
                    • Caracterizacioacuten espectral
                      • Clasificacioacuten de NGC6240
                        • Propiedades fiacutesicas de NGC6240
                          • Conclusiones
                            • Bibliografiacutea
                              • Anexos
Page 29: Espectroscop a estelar sint etica, aplicaciones astrof sicas · con modelos estelares que siguen una l nea de tiempo, producidos por la combinacion de bibliotecas de evolucion estelar,

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

donde δmn es el delta de Kronecker y Cmn es una constante entonces si δmn es 1para todos los m y n se dice que el conjunto es ortonormal Por tanto

Nsumj

xj = 1 (33)

2 Extincion no se tiene en cuenta en el modelo Se sabe que la luz al atravesarun medio interestelar de gas o polvo presenta fenomenos de absorcion o dispersioncausando el llamado enrojecimiento del espectro el cual debe ser previamente co-rregido

3 Dispersion de velocidad es un proceso fısico debido a la dinamica estelar y estarelacionado con el corrimiento Doppler Ası el efecto neto sera el ensanchamiento delas lıneas de absorcion en el espectro observado (Oλ) efecto que debe ser corregidopreviamente

Incorporando las anteriores consideraciones la ecuacion 32 para un modelo fısico resulta

M(λ)

M(λ0)=

Nsumj=1

xj

(Lj(λ)

Lj(λ0)

)r(λ)otimesG(v σ) (34)

donde

r(λ) equiv 10minus04(AλminusAλ0) es el termino de extincion Aλ es la extincion del polvo en la

longitud de onda λ y Aλ0 es el enrojecimiento en la longitud de onda normalizadaλ0 En este trabajo se asume que la curva de extincion es similar a la de nuestragalaxia por eso se utilizara la ley de extincion de Cardelli et al (1989) Ademas seasume que todas las componentes estelares es decir cada elemento de la base sufreel mismo enrojecimiento AV

G(v σ) es una distribucion gaussiana de velocidades centrada en v con amplitudde dispersion σ Los espectros de base (L1(λ) LN) son convoluıdos1 (sımbolootimes) con G(v σ) para tener el ancho de las lıneas de absorcion y emision de M(λ)debidos a la cinematica estelar

1La convolucion transforma un espectro F (λ) a un espectro I(λ) dado por

I(λ) =

int +infin

minusinfinF

(λprime =

λ

1 + vc

)G(v v σ)dv (35)

31 MODELO FISICO - MATEMATICO 19 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

32 Modelo Computacional

La herramienta computacional que permitio realizar los calculos con la ecuacion 34 seencuentra disponible en wwwstarlightufscbr El codigo realiza una descomposicion deun espectro observado O(λ) sobre una base de espectros de poblaciones estelares simplescomo una combinacion lineal encontrando el mejor ajuste de M(λ) con relacion a O(λ)El ajuste a O(λ) se realiza a traves de la tecnica derivada de la mecanica estadısticaconocida como Simulated Annealing utilizada para encontrar los parametros mınimosmediante el algoritmo Metropolis - cadenas de Markov

χ2 equiv χ2 (minusrarrx M(λ0) Av v σ)) =

λfsumλi

(O(λ)minusM(λ))2 ω(λ)2 (36)

donde ω(λ)2 = eminus1λ es la funcion de peso expresada como la mascaraerror en cada λ

siendo cero para las longitudes de onda con flujos falsos o lıneas enmascardas λi es la lon-gitud de onda inicial y λf la longitud final de la suma en la funcion de χ2 Cid Fernandeset al (2004)

El ajuste se realiza en cuatro etapas

1 Primeros ajustes (First Fits FF) Hace un amplio barrido del espacio de parametros

Programa de enfriamiento el algoritmo pasa a traves de la base N disminu-yendo la temperatura iniciando desde la mas caliente hasta un valor mınimode temperatura definido en el archivo de configuracion siguiendo la funcionde probabilidad de Boltzmann y utilizando el criterio Metropolis planteado enCid Fernandes et al (2004b)

Adaptacion de la funcion peso Ajusta el peso de forma dinamica segun laeficiencia de las temperaturas aceptadas Cid Fernandes et al (2004b)

Criterios de convergencia centralizado en el valor adimensional el cual dacuenta de la convergencia de las cadenas asociado a cada elemento de la baseGelman y Rubin et al (1992)

Parametros cinematicos se define un valor para v y σ que se mantiene cons-tante en todo el algoritmo Metropolis Cid Fernandes et al (2004b)

2 Correcciones (Clip amp Refit) permite comprobar el peso asignado a cada punto res-pecto al espectro de entrada estableciendo el NSIGMA de ajuste

3 Apropiacion (Burn-In) es considerada la ultima etapa de Starlight ya que tomatodas las cadenas de Markov construidas en el paso anterior que tengan mayorpeso para encontrar ası el mejor ajuste de un espectro de entrada respecto a cadacadena

32 MODELO COMPUTACIONAL 20 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

4 Ultimos ajustes (EX0) desecha los componentes irrelevantes de la base N y afina elajuste generando el archivo de salida

33 Bases Espectrales

Una base espectral utiliza poblaciones estelares simples (SSPs) representadas mediantecumulos de estrellas que nacen a partir de una misma nube de gas con composicion quı-mica homogenea a traves de una formacion estelar intensa y caracterizada por tener unaedad y metalicidad bien definida

Definir las componentes N de la base es de vital importancia para que los resultadostengan alguna conexion con la realidad por ejemplo si se desea identificar la edad delas componentes estelares de una galaxia es necesario que la base precise dentro de susparametros la edad o metalicidad de cada N

331 Construccion de una Poblacion Estelar Simple (SSPs)

El metodo para generar la base de poblaciones estelares contiene tres componentes prin-cipales

1 Observaciones reunidas en bibliotecas estelares de espectros Estas varıan segun latemperatura y la luminosidad de las estrellas de acuerdo con las regiones que sepueden establecer en el diagrama Hertzsprung-Russell (HR)

2 Modelos teoricos de trayectorias evolutivas Estas predicen como serıa la evolucionde las estrellas en un diagrama HR que aportan a la formalizacion de una poblacionestelar

3 Funcion de masa inicial (FMI) φ(m) Pondera el numero de estrellas de masa entrem y m + dm independiente del tiempo y normalizada como

intmφ(m)dm = 1

El espectro de una estrella de masa m que depende de la longitud de onda λ la metali-cidad Z y la edad tprime definido por I(λm t

prime Z) en luminosidades solares [L] y con untiempo de vida τ(m) se define como

I(λm tprime Z) =

f(λm t

prime Z) si tprime le τ(m)

0 si tprime gt τ(m)(37)

donde f es una funcion de λm tprime y Z

Ahora se define

Ψ(tprime) tasa de formacion estelar

33 BASES ESPECTRALES 21 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Z(tprime) ley de enriquecimiento quımico

si se tiene una nube de gas con formacion estelar donde despues de un tiempo de vidat se tienen varias estrellas de distintas masas con edad tprime se debe satisfacer la relaciontprime le t ya que las estrellas no pueden ser mayores que el sistema Sin embargo las estre-llas con edades tprime nacieron en un tiempo t minus tprime donde la tasa de formacion estelar y elenriquecimiento quımico son diferentes de las actuales

El numero de estrellas con edad entre tprime y tprime+dtprime y masas entre m y m+dm en un tiempot esta dada por

dN(t) = Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdtprime (38)

Si la metalicidad esta dada por Z(tminus tprime) la suma de los espectros de las estrellas de edadentre tprime y tprime + dtprime y de masas entre m y m+ dm en el tiempo t es

I total(λm tprime Z(tminus tprime)) = I(λm t

prime Z(tminus tprime))times dN(t)

I total(λm tprime Z(tminus tprime)) = I(λm t

prime Z(tminus tprime))Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdtprime (39)

El espectro total en el tiempo t teniendo en cuenta todas las estrellas con masas entre ellımite inferior de las masas estelares (Mupp) y el lımite superior de masas estelares (Mlow)es

I(λ t) =

int t

0

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(tminus tprime))Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdt

prime (310)

Esta es la ecuacion general para crear un espectro l(λ t) de poblaciones estelares sujetoa una tasa de formacion estelar y a un enriquecimiento quımico determinado Por tantopara formar una poblacion estelar simple con una metalicidad Z y una edad t bien definidasolamente es necesario establecer Ψ(tminus tprime) como

Ψ(tminus tprime) = C times δ(tminus tprime) (311)

donde C es una constante de dimensiones [C] equiv [M] y δ(t minus tprime) equiv [anominus1] Luego laecuacion 310 se reemplaza por

I(λ t) =

int t

0

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(tminus tprime))Cδ(tminus tprime)φ(m)dmdt

prime (312)

Por tanto el espectro con una metalicidad definida en un tiempo tprime = 0 es

I(λ t) = C

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(0))φ(m)dm (313)

Con una poblacion estelar simple es posible generar los elementos de la base a partir dela ecuacion 313 como

33 BASES ESPECTRALES 22 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

L(λ t Z(0)) =I(λ t)

C

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(0))φ(m)dm (314)

L(λ t Z(0)) puede ser llamado Lj(λ) cuando t = tj y Z(0) = Zj con unidades [Lminus1Mminus1

]Por lo tanto el termino Lj(λ) se puede expresar como

Lj(λ) asympsumi

I(mi tj Z(j))φ(mi)∆mi donde τ(mi) le tj (315)

indicando que para calcular Lj(λ) se suman los espectros individuales de estrellas de unabiblioteca estelar dada a lo largo de una edad tj y metalicidad Zj por una funcion de masainicial

332 Modelos de Poblaciones Estelares Simples

Los espectros de las estrellas Lj(λ) se agrupan en diferentes modelos de poblaciones es-telares simples (SSPs) difiriendo en el conjunto de bibliotecas estelares y requerimientosevolutivos pero todos utilizan la funcion de masa de Chabrier (2003)

Υ(logm) prop

exp[minus

(logm minus logmc)2

2σ2

] si m le 1M

mminus13 si m gt 1M

(316)

con mc = 0008 y σ = 0069 Esta funcion de masa indica la cantidad de estrellas en unintervalo logarıtmico de masa 2

Los modelos utilizados son

STELIB (Stellar Library) contiene 249 estrellas observadas entre 3200A - 9500A yresolucion espectral de 3A (Le Borgne et al 2003)

2 podemos reemplazar φ(m) con la condicion de normalizacionint Mupp

Mlow

mΥ(logm)d logm = 1 (317)

con d logm

dm= 1

m ln 10 = d logm

dm= log e

m tenemos

log e

int Mupp

Mlow

Υ(logm)dm =

int Mupp

Mlow

mφ(m)dm = 1 (318)

por tanto

φ(m) = log eΥ(logm)

m (319)

33 BASES ESPECTRALES 23 Marıa E Rojas A

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Nombre Metalicidad [Z] Fuente

Padova 1994 0001ndash 010 Alongi et al (1993)

Bressan et al (1993)

Fagotto et al (1994a)

Fagotto et al (1994b)

Girardi et al (1996)

Padova 2000 00004 ndash003 Girardi et al (2000)

Geneva 002 Schaller et al (1992)

Charbonnel et al (1996)

Charbonnel et al (1999)

Cuadro 31 Trayectorias Evolutivas usadas en BC03 Fuente BC03

MILES (A Medium Resolution INT Library of Empirical Spectra) Contiene 985estrellas observadas entre 3200A - 7500A y resolucion media de 23A (Sanchez-Blazquez et al 2006)

Granada contiene 1654 espectros estelares compuestos con modelos de atmosferaestelar entre 3000A - 7000A y resolucion espectral de 03A (Martins et al 2005)

Bruzual amp Charlot (2003 BC03) Contiene 26 modelos de base con SSPs calculadosutilizando trayectoria evolutiva de Padova 1994 (Alongi et al 1993 Bressan et al1993 Fagotto et al 1994 Girardi et al 1996) cada base contiene 221 espectros dealta resolucion con edades desde t = 0 a t = 20 Giga anos en un rango de 3200A -9500A en unidades de LAminus1 Mminus1

13 de estas SSPS utilizan la FMI de Chabrier(2003) con Mlow = 01 M y Mupp = 100 M normalizados a una masa total de1M en las estrellas a la edad t = 0 las otras 13 SSPs son analogos Salpeter

Para este trabajo se adapto la base de poblaciones estelares simples de la biblioteca deBruzual e Charlot (2003 BC03) que se basa en trayectorias evolutivas y en bibliotecasde espectros estelares descritas en la tabla 31 32 y 33 La mayorıa de los resultadospublicados de Starlight usan este modelo por su amplia gama en edades y metalicidades

Para reproducir la formacion estelar de NGC6240 se utiliza una base que contiene 200SSPs con edades entre 2 times 106 y 13times1010 anos con resolucion de 3A en un rango de3200A a 9500A para las metalicidades de 02Z (m42) 04Z (m52) 1Z (m62) y 25Z(m72) con rutas evolutivas de Padova 1994 libreria STELIB 2003 y funcion masa inicialde Chabrier (2003) mostrados en el cuadro anexo 71 y visualizados en la figura 31 Ca-da una de las figuras representa una metalicidad de la base con sus respectivos 50 SSPscorrespondientes a diferentes edades En ellas es posible observar que los espectros se

33 BASES ESPECTRALES 24 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Nombre Tipo Intervalo de Resolucion Intervalo de Fuente

longitud de onda metalididad

BaSeL teorica 91 A a 160 micro m 300 105Z a 10Z Kurucz (1995 pc)

Bessel et al (1989)

Bessel et al (1991)

Fluks et al (1994)

Allard amp Hauschidt (1995)

Rauch (2002)

STELIB observacional 3200A a 9500A 2000 - 20 lt[FeH] lt050 Le Borgne et al (2003)

Pickles observacional 1205A a 25 micro m 500 Z Pickles (1998)

Fanelli et al (1992)

Cuadro 32 Bibliotecas de espectros estelares de BC03 Fuente BC03

Nombre Calibracion Fuente

BaSeL 10 teorica Lejeune et al (1997)

Lejeune et al (1998)

BaSeL 22 semi-empırica Lejeune et al (1997)

Lejeune et al (1998)

BaSeL 31 semi-empırica Westera (2000)

Padova 2000 00004 a 003 Westera et al (2002)

Cuadro 33 Diferentes calibraciones basadas BaSeL Fuente BC03

33 BASES ESPECTRALES 25 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

distribuyen desde la poblacion estelar de mayor temperatura en la parte superior hastalas mas frıas en la parte inferior cada espectro se encuentra calibrado por flujo y sonnormalizados a la unidad de masa solar (M)

Otra caracterıstica de la base BC03 es que no reproduce las lıneas de emision observadaspor lo tanto solo es posible reproducir las lıneas de absorcion debidas a la formacionestelar Es entonces donde el codigo requiere enmascarar o definir rangos de longitud deonda que correspondan a las lıneas de emision con el fin de aumentar la sensibilidaddel ajuste y encontrar ası la componente de absorcion que puede estar siendo opacadapor las lıneas de emision del mismo intervalo Para este trabajo se utiliza la mascarageneral dispuesta dentro del codigo adaptada en la tesis doctoral Natalia Vale Asari(2005) donde se enmascaran la lıneas de emision mas fuertes La mascara esta basada enlos trabajos de Gonzalez-Delgado et al (1995) Pastoriza et al(1993) Benjamin et al(1999) y Zhang et al (2005) y en regiones problematicas de la base de Bruzual y Charlot(2003) asociadas a efectos turbulentos entre 6845A - 6945A y entre 7550A - 7725A y laregion entre 7165A -7210A debida a errores sistematicos La mascara general detallada sepuede ver en la tabla anexa 72

33 BASES ESPECTRALES 26 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

02 Z∘

Log(L λ)[L ∘Å-

1 M∘-

1 ]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

04 Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

file=357911131415171921232527293133353639414345474951535557596163

(a) (b)Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

file=357911131517192123252729313335373941434547495153555759

25Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

y136y135y132y131y130y129y128y127y125y122y121y120y119y118y117y116y115y114y109y106y98y95y94y93y92y90y88y89y97y86y85y84y83y81y59y58y57y56y55y54x51y51y49x48y48y47y46y40y39

(c) (d)

Figura 31 Espectros de SSPs del modelo BC03 Bruzual amp Charlot 2003 para diferentesmetalicidades (a) 02Z (m42) (b) 04Z (m52) (c) 1Z(m62) (d) 25Z(m72) cadametalicidad contiene 50 SSPs con edades entre 2times 106 y 13times 1010 anos Resolucion de3A

33 BASES ESPECTRALES 27 Marıa E Rojas A

CAPITULO 4

Extraccion y Analisis de Espectros

El espectro original se obtuvo con el espectrografo ISIS del telescopio William Herschel de4 2m (WHT) instalado en la Palma (Canarias) utilizando las configuraciones R300B -CCD EEV 12 y R316R - CCD MARCONI2 para los brazos azul y rojo respectivamenteentre 3000A- 5000A y 5000A - 7800A con una escala de 149 segundos de arcomm alo largo de la hendidura El espectro fue cedido por la doctora Rosa Gomez Delgadodel Instituto de Astrofısica de Andalucia Los detalles de la observacion se encuentranregistrados en la tabla 41

Fecha Brazo CCD+gratting Slit PA Slit width (arcsec) texp[sec]

20050910 Red MARCONI2+R316R 88593063 1237020 900

20050909 Blue EEV12+R300B 88620857 1237020 900

Cuadro 41 Resumen de las observaciones espectroscopicas de NGC6240

41 Reduccion

En un espectro obtenido con una apertura donde no es posible identificar cual es lazona espacialmente localizada se hace necesario encontrar la orientacion espacial a fin deajustar la imagen espectral respecto a una imagen fotografica de orientacion conocida Estareorientacion fue realizada por Rosa Gomez Delgado y Mario A Higuera G con rutinas deIRAF (Image Reducction and Astronomical Facilities ver httpwwwirafcom) tomandocomo imagen fotografica de referencia la dispuesta en la base del Telescopio EspacialHubble (HST) ver httphubblesiteorggallery

28

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Figura 41 Reduccion espectral para el filtro Rojo separacion espacial fuente Mario AHiguera G

Un vez reorientado el espectro original se realizo una separacion de la cantidad de luzque paso a traves de la apertura del instrumento para los filtros rojo y azul a lo largodel rango espacial definido En la apertura espacial aparecen todas las fuentes de emisionpresentes en el momento del registro Al visualizarlas con la rutina apall de IRAF figura41 se separan las regiones de estudio

El analisis permito identificar y reducir seis zonas en total para cada filtro que al sersuperpuestas con la imagen fotografica espacial de NGC6240 se distiguieron ası zona Inucleo del sur zona II proximidad hacia el sur de la zona I zona III proximidad hacia elnorte del registro fotografico zona IV nucleo del norte zona V seccion intermedia entrelos dos nucleos y finalmente la zona VI estrella de calibracion

De todas las zonas se obtuvo un espectro para cada filtro estos fueron normalizados ypromediados con el fin de dar unicidad y ası permitir visualizar un espectro del visible enun rango entre 3200A y 7200A para todas las zonas Los espectros obtenidos se corrigieronpor Doppler (z = 0024480 NED ver httpnedipaccaltechedu) y exceso de colorasociado al polvo segun Cardelli et al (1989) en donde

E(BminusV ) = minus232 log

(Rint

Robs

)siendo Rint = 31 y Robs =HαHβ la relacion de flujos previamnete calibados de las lıneasHα y Hβ medidos por tecnica de separacion en LINER1

1LINER herramienta computacional del reporte interno de Richard W Pogge la cual utiliza una

41 REDUCCION 29 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Figura 42 Imagen fotografica del HST de NGC6240

Los espectros al final de la reduccion que se utilizaron para este trabajo se presentan enla figura 43

Al realizar el analisis de cada una de las zonas reducidas se encuentra que las zonas Iy IV presentan espectros asociados a nucleos activos las zonas II y III corresponden alas regiones adyacentes de estos nucleos que debido a su baja razon senal-ruido no serananalizadas en este trabajo la zona V corresponde a la zona intermedia debida a la fuertecomponente estelar presente en el espectro y finalmente la zona VI presenta un espectrocaracterıstico de una estrella identificada en la imagen fotografica que se utiliza comopatron de referencia figura 42

tecnica que define un continuo arbitrario sobre el cual es posible marcar el centro esperado de una lıneasobre un espectro esto permite adquirir los valores de λ centro de lınea FWHM ancho equivalente yflujo de las lıneas tanto de emision como de absorcion

41 REDUCCION 30 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

0

2eminus13

4eminus13

6eminus13

8eminus13

λ[Å]4000 5000 6000

Zona I

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

0

2eminus16

4eminus16

6eminus16

8eminus16

1eminus15

12eminus15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona II

(a) (b)

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

minus2eminus16

minus1eminus16

0

1eminus16

2eminus16

3eminus16

4eminus16

λ[Å]3000 4000 5000 6000 7000

Zona III

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

0

5eminus14

1eminus13

15eminus13

2eminus13

25eminus13

3eminus13

35eminus13

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona IV

(c) (d)

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

minus1eminus16

0

1eminus16

2eminus16

3eminus16

4eminus16

5eminus16

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona V

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

2eminus17

4eminus17

6eminus17

8eminus17

1eminus16

12eminus16

λ[Å]4000 5000 6000 7000

ZonaVI

(e) (f)

Figura 43 Espectros reducidos del visible para NGC6240 (a) Zona I (b) Zona II (c)Zona III (d) Zona IV (e) Zona V (f) Zona VI

41 REDUCCION 31 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

42 Caracterizacion

Los espectros de las zonas I y IV son caracterizados por los valores de λ centro de lıneaFWHM ancho equivalente y flujo de las lıneas de absorcion y emision los cuales se puedenobservar en las tablas 42 y 43 para cada zona respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259856 141934 121105 932365

He I lowast 3820000 38243220 240649 -368885 -331320

[Ne III] 3868760 38665283 196365 960760 849525

K-Ca II lowast 3933000 39298906 825863 -438132 -378235

H-Ca II lowast 3968000 39671277 970000 -270968 -230588

He I 4026000 40302915 870264 207639 172326

[S II] 4068600 40671338 613711 167254 136787

Fe II 4178862 41774009 188631 0157450 0123046

Hδ 4101740 41114917 365668 0608985 0489181

Hγ 4340471 43366045 920191 176589 128710

Hβ 4861300 48590737 156186 132648 538800

[O III] 4958900 49586538 303193 112192 394091

[ OIII] 5006840 50054878 217619 263052 856364

C-C lowast 5165000 51681416 204788 -181874 -0543207

Fe II 5197570 51986562 182212 770700 227194

Na-I(D) lowast 5892000 58881143 119381 -971280 -202980

[O I] 6300304 62998452 208984 297493 540325

[O I] 6363776 63638130 213094 886981 157329

[N II] 6548050 65467163 236476 372079 629095

Hα 6562819 65614551 236476 988640 172153

[N II] 6583460 65830864 236476 950283 194036

[S II] 6716440 67180718 184565 402939 743104

[S II] 6730810 67330210 184565 288223 514382lowast Lınea de absorcion

Cuadro 42 Lıneas identificadas en la Zona I de NGC6240

En la caracterizacion de las dos zonas sobresale una significativa emision de Hβ [OIII]5007A Hα y [NII] 6585A asociadas a la formacion estelar o actividad del nucleo galacticoTambien es posible observar la presencia de lıneas de emision de HeI [OI] en conjuntocon la serie de Balmer Ası mismo fue posible medir la lınea de emision [OII] en 3727Ajunto con las lıneas de H-Ca K-Ca

42 CARACTERIZACION 32 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3728815 37295811 139871 980735 752002

[Ne III] 3868760 38702319 202032 129640 988668

K-Ca II lowast 3933000 39331504 649803 -303453 -241752

H-Ca II lowast 3968000 39680195 689754 -287500 -234462

G-banda lowast 4301000 43048105 301566 -703450 -553622

Hγ 4340471 43404194 808685 104001 0771791

Hβ 4861300 48625376 157743 105704 477370

[O III] 4958900 49602510 204316 867190 374412

[O III] 5006840 50088350 156499 203541 858706

C-C lowast 5165000 51694761 221025 -478236 -186147

[O I] 6300304 62999092 223367 346819 593403

[O I] 6363776 63637612 260837 125170 209970

[N II] 6548050 65507192 180655 374786 791877

Hα 6562819 65663501 180655 788344 165570

[N II] 6583460 65867407 180655 101594 211693

[S II] 6716440 67188540 132432 320833 634206

[S II] 6730810 67328965 185795 414013 81368lowast Lınea de absorcion

Cuadro 43 Lıneas identificadas en la Zona IV de NGC6240

42 CARACTERIZACION 33 Marıa E Rojas A

CAPITULO 5

Espectroscopıa Sintetica

Ajustada la sintesis de poblacion estelar inherente al codigo Starlight se estudio la galaxiaNGC6240 y se obtuvieron propiedades fısicas tales como la composicion estelar a lo largode la historia de la formacion estelar de la galaxia bajo la biblioteca de Bruzual y Char-lot (2003) parametros cineticos como extincion por polvo AV y el vector de poblacionestelar en terminos de una fraccion de luz(xj) obtenidos con la interprestacion del porcen-taje de formacion estelar sintetica y las caracterısticas de las lıneas de absorcion obtenidas

51 Sıntesis espectral

Con el fin de encontrar la sintesis de la poblacion estelar de los dos nucleos del sistema encolision NGC6240 se ejecuto el codigo Starlight para las zonas en las que era posible vi-sualizar la regiones centrales de cada nucleo zonas I y IV Con estos espectros de entradase ejecutaron las combinaciones lineales de la base de Bruzual y Charlot (2003) para lasmetalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z individualmente con esto se identificaron laspoblaciones estelares que contribuıan en la reproduccion sintetica de cada zona Con baseen estos resultados parciales finalmente se construyo la base que mejor representa cadazona respectivamente Esta contiene 200 poblaciones estelares con edades entre 2 times 106

y 13times1010 anos resolucion de 3A en un rango de 3200A a 9500A con metalicidades de02Z 04Z 1Z y 25Z rutas evolutivas de Padova 1994 libreria STELIB y funcionmasa inicial de Chabrier (2003)

La busqueda del mejor ajuste entre el espectro de entrada y el espectro de salida se centroen disminuir al maximo el valor de la relacion [chi2Nleff ] la cual relaciona el valor delχ2 de cada valor de λ Otro valor que se tuvo en cuenta fue la desviacion media porcentual

34

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

de todos los pıxeles con relacion al espectro de entrada [adev( )] los mejores valores seregistraron en la tabla 51

Parametro Zona I Zona IV

[chi2Nleff ] 137545 113193

[adev( )] 638644 446156

Cuadro 51 Calidad del ajuste de Starlight

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

Figura 51 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral I de NGC6240 (trazo negro)

Los espectros de la formacion estelar logrados con este ajuste se muestran en las figuras51 y 52 en donde el trazo rojo representa la formacıon estelar asociada al espectro deentrada representado con el trazo negro de las zonas I y IV respectivamente

En estas figuras se puede observar una componente de absorcion sintetica por cada lıneade emision observada del espectro de entrada como es el caso de las lıneas en la longitudde onda de 3740A 3796A 3837A 3887A 3933A 3969A 4098A 4338A 4100A 4339A4860A 6548A las cuales corresponde a transiciones electronicas conocidas y definidas enel cuadro 11

51 SINTESIS ESPECTRAL 35 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

ObservadoSinteacutetico

Figura 52 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral IV de NGC6240 (trazo negro)

51 SINTESIS ESPECTRAL 36 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

52 Sustraccion espectral

Un vez definida la formacion estelar de cada una de la zonas espectrales se realizo unasustraccion de la formacion estelar asociada a cada zona con el fin de descontaminar elespectro de emision del nucleo activo filtrando ası un espectro de mejores caracterısticasel cual es posible observar en el trazo azul de las figuras 53 y 54

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 53 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral I de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral I de NGC6240 (negro)obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z(b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 37 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 54 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral VI de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral IV de NGC6240(negro) obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Zy 25Z (b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 38 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

53 Caracterizacion espectral

Cada uno de los espectros se caracterizo con la identificacion de todas las lıneas de emisionpresentes en ellas una vez realizada la sustraccion mediante un ajuste de tipo gaussianodefinido en un continuo aleatorio en el software LINER siendo posible obtener el centrode lınea el ancho total a la mitad de la altura (FWHM) y el flujo total visualizados enlas tablas 53 y 53 para las zonas I y IV respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259714 145056 273839 953139

H11 3770630 37686479 440904 425545 149716

H10 3797898 37960681 401993 326624 112110

H9 3835384 38334482 367421 376538 124836

[Ne III] 3868760 38685388 179806 168928 541474

K Ca-II lowast 3933000 39294148 131932 -206818 -623528

H Ca-II 3968000 39691155 446669 468596 135456

He I 4026000 40263750 264590 900988 244257

[S II] 4068600 40721025 240745 173767 446216

Hδ 4101740 40978579 169919 276703 688289

Hγ 4340471 43382275 130266 353231 612874

Hβ 4861300 48594336 151258 -677140 792772

[O III] 4958900 49571484 182238 -129678 227669

[O III] 5006840 50056445 189935 -360470 737521

Fe II 5197570 51990830 217043 -909013 291244

[O I] 6300304 62998164 236848 -365105 644235

[O I] 6363776 63634268 280102 -542065 239085

[NII] 6548050 65466426 250518 -330128 652055

Hα 6562819 65614375 250518 -114643 186725

[N II] 6583460 65836201 250518 -195511 214778

[S II] 6716440 67192485 222886 -472177 102774

[S II] 6730810 67358408 222886 -280570 502474lowast Lınea de absorcion

Cuadro 52 Lıneas de Emision Zona I de NGC6240

531 Clasificacion de NGC6240

Para clasificar a NGC6240 entre los tipos de nucleo activo descritos en la literatura seutilizo las razones de flujo para la ubicacion de este sistema en el diagrama BPT (Bald-win Phillips amp Terlevich 1981) descrito en Cid Fernandes et al (2010) como la mejorseparacion entre galaxias tipo Seyfert LINER y de formacion estelar fuerte mediante la

53 CARACTERIZACION ESPECTRAL 39 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[ O I] 3726032 37296033 143969 -221934 787713

[Ne III] 3868760 38706140 118089 -233171 399531

K Ca-II lowast 3933000 39330952 120923 341232 -383848

S II 4076349 40792864 693475 913706 854107

Hδ 4101742 41004019 936462 679737 301683

Fe II lowast 4303176 43052456 192020 -119689 -283858

Hγ 4340471 43394087 100879 155567 419237

Hβ 4861300 48617803 144197 -647377 680787

[O III] 4958900 49606152 172003 -194691 316305

[O III] 5006840 50090156 161854 -479744 914152

[O I] 6300304 63029087 178476 -155210 621454

[O I] 6363776 63667563 189027 334244 199334

[N II] 6548050 65512285 184697 -152528 896611

Hα 6562819 65665557 184697 -1004495E+06 173249

[N II ] 6583460 65869326 184697 711567 217207

[S II] 6716440 67182754 122346 -459232 516263

[S II] 6730810 67316655 212515 -152349 100130lowast Lınea de absorcion

Cuadro 53 Lıneas de Emision Zona IV de NGC6240

relacion de los flujos de las lıneas de emision de Hα Hβ [NII]λ6584 y [OIII]λ5007 enlog([NII]λ6584 Hα) y log([OIII]λ5007Hβ) que para el caso de la region VI es

log([NII]λ6584 Hα) =020

y

log([OIII]λ5007 Hβ) =-028

lo que ubica a NGC6240 en el diagrama BPT dentro de las galaxia tipo LINER en con-cordancia con el catalogo de Veron-Cetty de (2006)

54 Propiedades fısicas de NGC6240

Los parametros derivados del mejor modelo de la sıntesis permiten adicionalmente calcu-lar y encontrar algunas propiedades fısicas de la galaxia tabla 54 A partir de cada unode estos parametros fue posible asociar las siguientes propiedades

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 40 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Parametro Definicion Zona I Zona IV

[summinus of minus xj( )] Vector de poblacion estelar 9422336 9897032

[Miniminus tot] Fraccion de masa 846570E+02 706677E+03

[Mcor minus tot] Logaritmo de la masa estelar [M] 613714E+02 363687E+03

[v0minusmin(kms)] -11323 -13292

[vdminusmin(kms)] 4700 8439

[AV minusmin(mag)] Atenuacion del polvo [magnitud] -10000 -10000

Cuadro 54 Calidad del ajuste de Starlight

Zona OSP IPS YPS

I 0 176488 765745

IV 06582 355544 614753

Cuadro 55 Porcentaje de formacion estelar sintetica de NGC6240 poblacion estelar joven(YSPs) t le 0 1 Giga anos poblacion estelar con edad intermedia (ISP) 0 1 lt tISP le 2Giga anos la poblacion estelar con edad superior (OSP) 125 Giga ano Rodrıguez ZaurınJ et al (2008)

EdadLa interpretacion del termino [summinus of minus xj( )] vector poblacion xj discutido enla seccion 31 permitio clasificar la poblacion estelar sintetica en i poblacion estelarjoven (YSPs) con componentes estelares de edad t le 0 1 Giga ano ii poblacionestelar con edad intermedia (ISP) con componentes de edad entre 0 1 lt tISP le 2Giga ano y iii poblacion estelar con edad superior (OSP) con componentes de edadmayor que 12 5 Giga ano Rodrıguez Zaurın J et al (2008) Es entonces como alrealizar un tabulacion de este vector en la sıntesis de NGC6240 se puede concluirque mas del 60 de la poblacion estelar corresponde a poblacion estelar joven elporcentaje de cada componente segun la zona se especifica en la cuadro 55

MetalicidadEl porcentaje de las metalicidades empleadas para reproducir el sistema NGC6240fueron tabulados en el cuadro 56 Se puede concluir que existe una contribucion depoblacion estelar de tipo frıo K o M ya que la metalicidad de este tipo de poblacioneses aproximadamente cero mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para lazona IV pertenecen a poblaciones mas calientes de tipo espectral O y M

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 41 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Zona 02Z( ) 04Z( ) 1Z( ) 25Z( )

I 219 3618 5583 00002

IV 1289 4501 4105 0

Cuadro 56 Porcentaje de la metalicidad media en la sıntesis de NGC6240

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 42 Marıa E Rojas A

CAPITULO 6

Conclusiones

Del mapeo de la galaxia NGC 6240 se logro extraer un espectro de buenas caracte-rısticas correspondiente a las zonas I y IV las cuales responden a las zonas espacialesde los nucleos de la galaxia mientras que para las demas zonas es necesario aunrealizar algunas reducciones con mayor detalle para lograr ası eliminar el alto ruidopresente en los espectros

Sobre los espectros espacialmente definidos se realizo una extraccion que permitioidentificar las lıneas de emision y absorcion presente en la zonas I y IV

Con base en la combinacion de las bases de poblaciones estelares de Bruzual GCharlot S (2003) se construyo un espectro sintetico de buenas caracterısticas conla ejecucion de Spectral Synthesis Code -Starlight Cid Fernandes R (2005) en laszonas I y IV

Se realizo una sustraccion entre el espectro observado y el espectro sintetico a fin deeliminar la componente de absorcion asociada con la formacion estelar reproducidacon el espectro sintetico obtenido dando origen a una tabla de flujos reales de lıneasde emision que no habıan sido posible medir debido a la superposicion de las lıneasde absorcion asociadas a la actividad de formacion estelar de la galaxia huesped

La poblacion estelar presente en el espectro sintetico de NGC 6240 segun la literaturade Rodrıguez Zaurın J (2008) es una poblacion estelar joven con edades entret le 0 1 Giga ano con un porcentaje del 765745 en la zona I y 614753 enla zona IV La poblacion estelar con edad intermedia entre 0 1 lt tISP le 2 Gigaano presentan un porcentaje mas bajo del 176488 y 355544 en las zonas I yIV respectivamente Mientras que la poblacion estelar mayor de 125 Giga ano notienen asociado ningun porcentaje en la contribucion del espectro sintetico

43

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Existe una poca contribucion de poblacion estelar de tipo frıo K o M en NGC6240ya que la metalicidad de este tipo de poblaciones es aproximadamente cero en lasıntesis espectral mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para la zona IVpertenecen a poblaciones jovenes de tipo espectral O y M

44 Marıa E Rojas A

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BIBLIOGRAFIA 50 Marıa E Rojas A

CAPITULO 7

Anexos

SSP Edad [anos] Z Mstar

bc2003-hr-m42-chab-ssp-032spec 000174e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-034spec 000191e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-051spec 000417e9 000400 09666

bc2003-hr-m42-chab-ssp-052spec 000437e9 000400 09622

bc2003-hr-m42-chab-ssp-053spec 000457e9 000400 09579

bc2003-hr-m42-chab-ssp-054spec 000479e9 000400 09534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-055spec 000501e9 000400 09488

bc2003-hr-m42-chab-ssp-070spec 001000e9 000400 08862

bc2003-hr-m42-chab-ssp-073spec 001148e9 000400 08752

bc2003-hr-m42-chab-ssp-074spec 001202e9 000400 08716

bc2003-hr-m42-chab-ssp-075spec 001259e9 000400 08680

bc2003-hr-m42-chab-ssp-076spec 001318e9 000400 08644

bc2003-hr-m42-chab-ssp-077spec 001380e9 000400 08608

bc2003-hr-m42-chab-ssp-078spec 001445e9 000400 08571

bc2003-hr-m42-chab-ssp-079spec 001514e9 000400 08534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-080spec 001585e9 000400 08501

bc2003-hr-m42-chab-ssp-081spec 001660e9 000400 08469

bc2003-hr-m42-chab-ssp-082spec 001738e9 000400 08436

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51

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m42-chab-ssp-084spec 001905e9 000400 08369

bc2003-hr-m42-chab-ssp-087spec 002188e9 000400 08269

bc2003-hr-m42-chab-ssp-088spec 002291e9 000400 08237

bc2003-hr-m42-chab-ssp-112spec 006405e9 000400 07525

bc2003-hr-m42-chab-ssp-113spec 007187e9 000400 07446

bc2003-hr-m42-chab-ssp-114spec 008064e9 000400 07366

bc2003-hr-m42-chab-ssp-115spec 009048e9 000400 07287

bc2003-hr-m42-chab-ssp-116spec 010152e9 000400 07207

bc2003-hr-m42-chab-ssp-117spec 011391e9 000400 07130

bc2003-hr-m42-chab-ssp-118spec 012780e9 000400 07064

bc2003-hr-m42-chab-ssp-119spec 014340e9 000400 06997

bc2003-hr-m42-chab-ssp-120spec 016090e9 000400 06930

bc2003-hr-m42-chab-ssp-121spec 018053e9 000400 06863

bc2003-hr-m42-chab-ssp-122spec 020256e9 000400 06800

bc2003-hr-m42-chab-ssp-123spec 022727e9 000400 06738

bc2003-hr-m42-chab-ssp-124spec 025500e9 000400 06676

bc2003-hr-m42-chab-ssp-125spec 028612e9 000400 06613

bc2003-hr-m42-chab-ssp-126spec 032103e9 000400 06550

bc2003-hr-m42-chab-ssp-127spec 036020e9 000400 06486

bc2003-hr-m42-chab-ssp-128spec 040415e9 000400 06427

bc2003-hr-m42-chab-ssp-129spec 045347e9 000400 06370

bc2003-hr-m42-chab-ssp-130spec 050880e9 000400 06313

bc2003-hr-m42-chab-ssp-131spec 057088e9 000400 06256

bc2003-hr-m42-chab-ssp-132spec 064054e9 000400 06197

bc2003-hr-m42-chab-ssp-133spec 071870e9 000400 06140

bc2003-hr-m42-chab-ssp-134spec 080640e9 000400 06082

bc2003-hr-m42-chab-ssp-135spec 090479e9 000400 06024

bc2003-hr-m42-chab-ssp-201spec 1500000e9 000400 04919

bc2003-hr-m42-chab-ssp-204spec 1575000e9 000400 04915

bc2003-hr-m42-chab-ssp-214spec 1825000e9 000400 04875

bc2003-hr-m42-chab-ssp-218spec 1925000e9 000400 04872

bc2003-hr-m52-chab-ssp-031spec 000166e9 000800 10000

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52 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-032spec 000174e9 000800 10000

bc2003-hr-m52-chab-ssp-034spec 000191e9 000800 10000

bc2003-hr-m52-chab-ssp-051spec 000417e9 000800 09645

bc2003-hr-m52-chab-ssp-052spec 000437e9 000800 09599

bc2003-hr-m52-chab-ssp-054spec 000479e9 000800 09496

bc2003-hr-m52-chab-ssp-055spec 000501e9 000800 09443

bc2003-hr-m52-chab-ssp-070spec 001000e9 000800 08827

bc2003-hr-m52-chab-ssp-073spec 001148e9 000800 08725

bc2003-hr-m52-chab-ssp-074spec 001202e9 000800 08691

bc2003-hr-m52-chab-ssp-075spec 001259e9 000800 08657

bc2003-hr-m52-chab-ssp-076spec 001318e9 000800 08622

bc2003-hr-m52-chab-ssp-077spec 001380e9 000800 08587

bc2003-hr-m52-chab-ssp-078spec 001445e9 000800 08552

bc2003-hr-m52-chab-ssp-079spec 001514e9 000800 08517

bc2003-hr-m52-chab-ssp-080spec 001585e9 000800 08485

bc2003-hr-m52-chab-ssp-081spec 001660e9 000800 08453

bc2003-hr-m52-chab-ssp-082spec 001738e9 000800 08420

bc2003-hr-m52-chab-ssp-083spec 001820e9 000800 08387

bc2003-hr-m52-chab-ssp-084spec 001905e9 000800 08354

bc2003-hr-m52-chab-ssp-087spec 002188e9 000800 08256

bc2003-hr-m52-chab-ssp-088spec 002291e9 000800 08226

bc2003-hr-m52-chab-ssp-112spec 006405e9 000800 07527

bc2003-hr-m52-chab-ssp-113spec 007187e9 000800 07451

bc2003-hr-m52-chab-ssp-114spec 008064e9 000800 07376

bc2003-hr-m52-chab-ssp-115spec 009048e9 000800 07301

bc2003-hr-m52-chab-ssp-116spec 010152e9 000800 07226

bc2003-hr-m52-chab-ssp-117spec 011391e9 000800 07150

bc2003-hr-m52-chab-ssp-118spec 012780e9 000800 07088

bc2003-hr-m52-chab-ssp-119spec 014340e9 000800 07026

bc2003-hr-m52-chab-ssp-120spec 016090e9 000800 06963

bc2003-hr-m52-chab-ssp-121spec 018053e9 000800 06900

bc2003-hr-m52-chab-ssp-122spec 020256e9 000800 06838

Continua en la pagina siguiente

53 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-123spec 022727e9 000800 06781

bc2003-hr-m52-chab-ssp-124spec 025500e9 000800 06723

bc2003-hr-m52-chab-ssp-125spec 028612e9 000800 06665

bc2003-hr-m52-chab-ssp-126spec 032103e9 000800 06607

bc2003-hr-m52-chab-ssp-127spec 036020e9 000800 06548

bc2003-hr-m52-chab-ssp-128spec 040415e9 000800 06490

bc2003-hr-m52-chab-ssp-129spec 045347e9 000800 06434

bc2003-hr-m52-chab-ssp-130spec 050880e9 000800 06377

bc2003-hr-m52-chab-ssp-131spec 057088e9 000800 06318

bc2003-hr-m52-chab-ssp-132spec 064054e9 000800 06266

bc2003-hr-m52-chab-ssp-133spec 071870e9 000800 06205

bc2003-hr-m52-chab-ssp-134spec 080640e9 000800 06145

bc2003-hr-m52-chab-ssp-135spec 090479e9 000800 06086

bc2003-hr-m52-chab-ssp-201spec 1500000e9 000800 04936

bc2003-hr-m52-chab-ssp-204spec 1575000e9 000800 04935

bc2003-hr-m52-chab-ssp-214spec 1825000e9 000800 04887

bc2003-hr-m52-chab-ssp-218spec 1925000e9 000800 04882

bc2003-hr-m62-chab-ssp-031spec 000166e9 002000 10000

bc2003-hr-m62-chab-ssp-032spec 000174e9 002000 10000

bc2003-hr-m62-chab-ssp-034spec 000191e9 002000 09996

bc2003-hr-m62-chab-ssp-051spec 000417e9 002000 09535

bc2003-hr-m62-chab-ssp-052spec 000437e9 002000 09482

bc2003-hr-m62-chab-ssp-054spec 000479e9 002000 09384

bc2003-hr-m62-chab-ssp-055spec 000501e9 002000 09342

bc2003-hr-m62-chab-ssp-070spec 001000e9 002000 08751

bc2003-hr-m62-chab-ssp-071spec 001047e9 002000 08716

bc2003-hr-m62-chab-ssp-072spec 001096e9 002000 08680

bc2003-hr-m62-chab-ssp-073spec 001148e9 002000 08644

bc2003-hr-m62-chab-ssp-074spec 001202e9 002000 08608

bc2003-hr-m62-chab-ssp-075spec 001259e9 002000 08572

bc2003-hr-m62-chab-ssp-076spec 001318e9 002000 08535

bc2003-hr-m62-chab-ssp-077spec 001380e9 002000 08503

Continua en la pagina siguiente

54 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-078spec 001445e9 002000 08472

bc2003-hr-m62-chab-ssp-079spec 001514e9 002000 08440

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bc2003-hr-m62-chab-ssp-116spec 010152e9 002000 07221

bc2003-hr-m62-chab-ssp-117spec 011391e9 002000 07150

bc2003-hr-m62-chab-ssp-118spec 012780e9 002000 07093

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bc2003-hr-m62-chab-ssp-131spec 057088e9 002000 06376

bc2003-hr-m62-chab-ssp-132spec 064054e9 002000 06322

bc2003-hr-m62-chab-ssp-133spec 071870e9 002000 06265

bc2003-hr-m62-chab-ssp-134spec 080640e9 002000 06209

bc2003-hr-m62-chab-ssp-135spec 090479e9 002000 06152

bc2003-hr-m62-chab-ssp-201spec 1500000e9 002000 04999

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55 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-204spec 1575000e9 002000 04991

bc2003-hr-m62-chab-ssp-214spec 1825000e9 002000 04946

bc2003-hr-m62-chab-ssp-218spec 1925000e9 002000 04941

bc2003-hr-m72-chab-ssp-031spec 000166e9 005000 09918

bc2003-hr-m72-chab-ssp-032spec 000174e9 005000 09933

bc2003-hr-m72-chab-ssp-034spec 000191e9 005000 09890

bc2003-hr-m72-chab-ssp-051spec 000417e9 005000 09299

bc2003-hr-m72-chab-ssp-052spec 000437e9 005000 09260

bc2003-hr-m72-chab-ssp-054spec 000479e9 005000 09186

bc2003-hr-m72-chab-ssp-055spec 000501e9 005000 09147

bc2003-hr-m72-chab-ssp-070spec 001000e9 005000 08524

bc2003-hr-m72-chab-ssp-071spec 001047e9 005000 08491

bc2003-hr-m72-chab-ssp-072spec 001096e9 005000 08459

bc2003-hr-m72-chab-ssp-073spec 001148e9 005000 08427

bc2003-hr-m72-chab-ssp-074spec 001202e9 005000 08393

bc2003-hr-m72-chab-ssp-075spec 001259e9 005000 08360

bc2003-hr-m72-chab-ssp-076spec 001318e9 005000 08326

bc2003-hr-m72-chab-ssp-077spec 001380e9 005000 08292

bc2003-hr-m72-chab-ssp-078spec 001445e9 005000 08262

bc2003-hr-m72-chab-ssp-079spec 001514e9 005000 08233

bc2003-hr-m72-chab-ssp-081spec 001660e9 005000 08174

bc2003-hr-m72-chab-ssp-082spec 001738e9 005000 08143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-084spec 001905e9 005000 08081

bc2003-hr-m72-chab-ssp-087spec 002188e9 005000 07990

bc2003-hr-m72-chab-ssp-088spec 002291e9 005000 07958

bc2003-hr-m72-chab-ssp-112spec 006405e9 005000 07345

bc2003-hr-m72-chab-ssp-113spec 007187e9 005000 07278

bc2003-hr-m72-chab-ssp-114spec 008064e9 005000 07211

bc2003-hr-m72-chab-ssp-115spec 009048e9 005000 07144

bc2003-hr-m72-chab-ssp-116spec 010152e9 005000 07092

bc2003-hr-m72-chab-ssp-117spec 011391e9 005000 07039

bc2003-hr-m72-chab-ssp-118spec 012780e9 005000 06985

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56 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m72-chab-ssp-119spec 014340e9 005000 06930

bc2003-hr-m72-chab-ssp-120spec 016090e9 005000 06876

bc2003-hr-m72-chab-ssp-121spec 018053e9 005000 06823

bc2003-hr-m72-chab-ssp-122spec 020256e9 005000 06771

bc2003-hr-m72-chab-ssp-123spec 022727e9 005000 06720

bc2003-hr-m72-chab-ssp-124spec 025500e9 005000 06669

bc2003-hr-m72-chab-ssp-125spec 028612e9 005000 06618

bc2003-hr-m72-chab-ssp-126spec 032103e9 005000 06566

bc2003-hr-m72-chab-ssp-127spec 036020e9 005000 06514

bc2003-hr-m72-chab-ssp-128spec 040415e9 005000 06461

bc2003-hr-m72-chab-ssp-129spec 045347e9 005000 06410

bc2003-hr-m72-chab-ssp-130spec 050880e9 005000 06356

bc2003-hr-m72-chab-ssp-131spec 057088e9 005000 06302

bc2003-hr-m72-chab-ssp-132spec 064054e9 005000 06253

bc2003-hr-m72-chab-ssp-133spec 071870e9 005000 06196

bc2003-hr-m72-chab-ssp-134spec 080640e9 005000 06143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-135spec 090479e9 005000 06088

bc2003-hr-m72-chab-ssp-201spec 1500000e9 005000 04972

bc2003-hr-m72-chab-ssp-204spec 1575000e9 005000 04960

bc2003-hr-m72-chab-ssp-214spec 1825000e9 005000 04924

bc2003-hr-m72-chab-ssp-218spec 1925000e9 005000 04908

Cuadro 71 Base N

57 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

3416 3436 [Ne v] 34260

3718 3735 [O II] 37260

3720 3737 [O II] 37288

3796 3802 H10 37979

3833 3841 H90 38354

3862 3871 [Ne III] 38691

3882 3891 H8 HeI 38890

3961 3973 [Ne III] 39678

3961 3974 Hε 39701

4024 4030 He I 40262

4067 4070 [S II] 40686

4095 4107 Hδ 41017

4332 4346 Hγ 43405

4469 4475 He I 44715

4854 4868 Hβ 48613

4947 4968 [O III] 49589

4998 5019 [O III] 50068

5009 5022 He I 50157

5156 5164 [Fe VII] 51584

5193 5202 [N I] 51991

5267 5274 [Fe III] 52704

5868 5883 He I 58756

6296 6303 [O I] 63003

6303 6315 [S III] 63121

6355 6372 [O I] 63638

6538 6591 [N II] 65480

6547 6576 Hα 65628

6575 6591 [N II] 65835

6667 6681 He I 66782

6710 6743 [S II] 67164

6718 6743 [S II] 67308

7061 7072 He I 70652

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58 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

7125 7142 [Ar III] 71358

7315 7329 [O II] 73195

7320 7335 [O II] 73302

6845 6945 BC03 lowastlowast7165 7210 BC03 lowastlowast7550 7725 BC03 lowastlowast5880 5906 NaD 5890 lowast lowast lowast9059 9079 [S III] 90690

lowast Lınea de emision

lowastlowast Region en la problematica Bruzual y Charlot (2003)

lowast lowast lowast Absorcion del medio interestelar en 5896A

Cuadro 72 Mascara General desarrollada por NataliaVale Asari (2005) para Starlight

59 Marıa E Rojas A

  • Acroacutenimos
  • Introduccioacuten
  • Fundamentos de Espectroscopiacutea
    • Fundamentos
    • Espectros Astrofiacutesicos
    • Nuacutecleos Activos de Galaxias
      • Sistema NGC6240
      • Sistema NGC6240
      • Coacutedigo de Siacutentesis Espectral
        • Modelo Fiacutesico - Matemaacutetico
        • Modelo Computacional
        • Bases Espectrales
          • Construccioacuten de una Poblacioacuten Estelar Simple (SSPs)
          • Modelos de Poblaciones Estelares Simples
              • Extraccioacuten y Anaacutelisis de Espectros
                • Reduccioacuten
                • Caracterizacioacuten
                  • Espectroscopiacutea Sinteacutetica
                    • Siacutentesis espectral
                    • Sustraccioacuten espectral
                    • Caracterizacioacuten espectral
                      • Clasificacioacuten de NGC6240
                        • Propiedades fiacutesicas de NGC6240
                          • Conclusiones
                            • Bibliografiacutea
                              • Anexos
Page 30: Espectroscop a estelar sint etica, aplicaciones astrof sicas · con modelos estelares que siguen una l nea de tiempo, producidos por la combinacion de bibliotecas de evolucion estelar,

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

32 Modelo Computacional

La herramienta computacional que permitio realizar los calculos con la ecuacion 34 seencuentra disponible en wwwstarlightufscbr El codigo realiza una descomposicion deun espectro observado O(λ) sobre una base de espectros de poblaciones estelares simplescomo una combinacion lineal encontrando el mejor ajuste de M(λ) con relacion a O(λ)El ajuste a O(λ) se realiza a traves de la tecnica derivada de la mecanica estadısticaconocida como Simulated Annealing utilizada para encontrar los parametros mınimosmediante el algoritmo Metropolis - cadenas de Markov

χ2 equiv χ2 (minusrarrx M(λ0) Av v σ)) =

λfsumλi

(O(λ)minusM(λ))2 ω(λ)2 (36)

donde ω(λ)2 = eminus1λ es la funcion de peso expresada como la mascaraerror en cada λ

siendo cero para las longitudes de onda con flujos falsos o lıneas enmascardas λi es la lon-gitud de onda inicial y λf la longitud final de la suma en la funcion de χ2 Cid Fernandeset al (2004)

El ajuste se realiza en cuatro etapas

1 Primeros ajustes (First Fits FF) Hace un amplio barrido del espacio de parametros

Programa de enfriamiento el algoritmo pasa a traves de la base N disminu-yendo la temperatura iniciando desde la mas caliente hasta un valor mınimode temperatura definido en el archivo de configuracion siguiendo la funcionde probabilidad de Boltzmann y utilizando el criterio Metropolis planteado enCid Fernandes et al (2004b)

Adaptacion de la funcion peso Ajusta el peso de forma dinamica segun laeficiencia de las temperaturas aceptadas Cid Fernandes et al (2004b)

Criterios de convergencia centralizado en el valor adimensional el cual dacuenta de la convergencia de las cadenas asociado a cada elemento de la baseGelman y Rubin et al (1992)

Parametros cinematicos se define un valor para v y σ que se mantiene cons-tante en todo el algoritmo Metropolis Cid Fernandes et al (2004b)

2 Correcciones (Clip amp Refit) permite comprobar el peso asignado a cada punto res-pecto al espectro de entrada estableciendo el NSIGMA de ajuste

3 Apropiacion (Burn-In) es considerada la ultima etapa de Starlight ya que tomatodas las cadenas de Markov construidas en el paso anterior que tengan mayorpeso para encontrar ası el mejor ajuste de un espectro de entrada respecto a cadacadena

32 MODELO COMPUTACIONAL 20 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

4 Ultimos ajustes (EX0) desecha los componentes irrelevantes de la base N y afina elajuste generando el archivo de salida

33 Bases Espectrales

Una base espectral utiliza poblaciones estelares simples (SSPs) representadas mediantecumulos de estrellas que nacen a partir de una misma nube de gas con composicion quı-mica homogenea a traves de una formacion estelar intensa y caracterizada por tener unaedad y metalicidad bien definida

Definir las componentes N de la base es de vital importancia para que los resultadostengan alguna conexion con la realidad por ejemplo si se desea identificar la edad delas componentes estelares de una galaxia es necesario que la base precise dentro de susparametros la edad o metalicidad de cada N

331 Construccion de una Poblacion Estelar Simple (SSPs)

El metodo para generar la base de poblaciones estelares contiene tres componentes prin-cipales

1 Observaciones reunidas en bibliotecas estelares de espectros Estas varıan segun latemperatura y la luminosidad de las estrellas de acuerdo con las regiones que sepueden establecer en el diagrama Hertzsprung-Russell (HR)

2 Modelos teoricos de trayectorias evolutivas Estas predicen como serıa la evolucionde las estrellas en un diagrama HR que aportan a la formalizacion de una poblacionestelar

3 Funcion de masa inicial (FMI) φ(m) Pondera el numero de estrellas de masa entrem y m + dm independiente del tiempo y normalizada como

intmφ(m)dm = 1

El espectro de una estrella de masa m que depende de la longitud de onda λ la metali-cidad Z y la edad tprime definido por I(λm t

prime Z) en luminosidades solares [L] y con untiempo de vida τ(m) se define como

I(λm tprime Z) =

f(λm t

prime Z) si tprime le τ(m)

0 si tprime gt τ(m)(37)

donde f es una funcion de λm tprime y Z

Ahora se define

Ψ(tprime) tasa de formacion estelar

33 BASES ESPECTRALES 21 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Z(tprime) ley de enriquecimiento quımico

si se tiene una nube de gas con formacion estelar donde despues de un tiempo de vidat se tienen varias estrellas de distintas masas con edad tprime se debe satisfacer la relaciontprime le t ya que las estrellas no pueden ser mayores que el sistema Sin embargo las estre-llas con edades tprime nacieron en un tiempo t minus tprime donde la tasa de formacion estelar y elenriquecimiento quımico son diferentes de las actuales

El numero de estrellas con edad entre tprime y tprime+dtprime y masas entre m y m+dm en un tiempot esta dada por

dN(t) = Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdtprime (38)

Si la metalicidad esta dada por Z(tminus tprime) la suma de los espectros de las estrellas de edadentre tprime y tprime + dtprime y de masas entre m y m+ dm en el tiempo t es

I total(λm tprime Z(tminus tprime)) = I(λm t

prime Z(tminus tprime))times dN(t)

I total(λm tprime Z(tminus tprime)) = I(λm t

prime Z(tminus tprime))Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdtprime (39)

El espectro total en el tiempo t teniendo en cuenta todas las estrellas con masas entre ellımite inferior de las masas estelares (Mupp) y el lımite superior de masas estelares (Mlow)es

I(λ t) =

int t

0

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(tminus tprime))Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdt

prime (310)

Esta es la ecuacion general para crear un espectro l(λ t) de poblaciones estelares sujetoa una tasa de formacion estelar y a un enriquecimiento quımico determinado Por tantopara formar una poblacion estelar simple con una metalicidad Z y una edad t bien definidasolamente es necesario establecer Ψ(tminus tprime) como

Ψ(tminus tprime) = C times δ(tminus tprime) (311)

donde C es una constante de dimensiones [C] equiv [M] y δ(t minus tprime) equiv [anominus1] Luego laecuacion 310 se reemplaza por

I(λ t) =

int t

0

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(tminus tprime))Cδ(tminus tprime)φ(m)dmdt

prime (312)

Por tanto el espectro con una metalicidad definida en un tiempo tprime = 0 es

I(λ t) = C

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(0))φ(m)dm (313)

Con una poblacion estelar simple es posible generar los elementos de la base a partir dela ecuacion 313 como

33 BASES ESPECTRALES 22 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

L(λ t Z(0)) =I(λ t)

C

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(0))φ(m)dm (314)

L(λ t Z(0)) puede ser llamado Lj(λ) cuando t = tj y Z(0) = Zj con unidades [Lminus1Mminus1

]Por lo tanto el termino Lj(λ) se puede expresar como

Lj(λ) asympsumi

I(mi tj Z(j))φ(mi)∆mi donde τ(mi) le tj (315)

indicando que para calcular Lj(λ) se suman los espectros individuales de estrellas de unabiblioteca estelar dada a lo largo de una edad tj y metalicidad Zj por una funcion de masainicial

332 Modelos de Poblaciones Estelares Simples

Los espectros de las estrellas Lj(λ) se agrupan en diferentes modelos de poblaciones es-telares simples (SSPs) difiriendo en el conjunto de bibliotecas estelares y requerimientosevolutivos pero todos utilizan la funcion de masa de Chabrier (2003)

Υ(logm) prop

exp[minus

(logm minus logmc)2

2σ2

] si m le 1M

mminus13 si m gt 1M

(316)

con mc = 0008 y σ = 0069 Esta funcion de masa indica la cantidad de estrellas en unintervalo logarıtmico de masa 2

Los modelos utilizados son

STELIB (Stellar Library) contiene 249 estrellas observadas entre 3200A - 9500A yresolucion espectral de 3A (Le Borgne et al 2003)

2 podemos reemplazar φ(m) con la condicion de normalizacionint Mupp

Mlow

mΥ(logm)d logm = 1 (317)

con d logm

dm= 1

m ln 10 = d logm

dm= log e

m tenemos

log e

int Mupp

Mlow

Υ(logm)dm =

int Mupp

Mlow

mφ(m)dm = 1 (318)

por tanto

φ(m) = log eΥ(logm)

m (319)

33 BASES ESPECTRALES 23 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Nombre Metalicidad [Z] Fuente

Padova 1994 0001ndash 010 Alongi et al (1993)

Bressan et al (1993)

Fagotto et al (1994a)

Fagotto et al (1994b)

Girardi et al (1996)

Padova 2000 00004 ndash003 Girardi et al (2000)

Geneva 002 Schaller et al (1992)

Charbonnel et al (1996)

Charbonnel et al (1999)

Cuadro 31 Trayectorias Evolutivas usadas en BC03 Fuente BC03

MILES (A Medium Resolution INT Library of Empirical Spectra) Contiene 985estrellas observadas entre 3200A - 7500A y resolucion media de 23A (Sanchez-Blazquez et al 2006)

Granada contiene 1654 espectros estelares compuestos con modelos de atmosferaestelar entre 3000A - 7000A y resolucion espectral de 03A (Martins et al 2005)

Bruzual amp Charlot (2003 BC03) Contiene 26 modelos de base con SSPs calculadosutilizando trayectoria evolutiva de Padova 1994 (Alongi et al 1993 Bressan et al1993 Fagotto et al 1994 Girardi et al 1996) cada base contiene 221 espectros dealta resolucion con edades desde t = 0 a t = 20 Giga anos en un rango de 3200A -9500A en unidades de LAminus1 Mminus1

13 de estas SSPS utilizan la FMI de Chabrier(2003) con Mlow = 01 M y Mupp = 100 M normalizados a una masa total de1M en las estrellas a la edad t = 0 las otras 13 SSPs son analogos Salpeter

Para este trabajo se adapto la base de poblaciones estelares simples de la biblioteca deBruzual e Charlot (2003 BC03) que se basa en trayectorias evolutivas y en bibliotecasde espectros estelares descritas en la tabla 31 32 y 33 La mayorıa de los resultadospublicados de Starlight usan este modelo por su amplia gama en edades y metalicidades

Para reproducir la formacion estelar de NGC6240 se utiliza una base que contiene 200SSPs con edades entre 2 times 106 y 13times1010 anos con resolucion de 3A en un rango de3200A a 9500A para las metalicidades de 02Z (m42) 04Z (m52) 1Z (m62) y 25Z(m72) con rutas evolutivas de Padova 1994 libreria STELIB 2003 y funcion masa inicialde Chabrier (2003) mostrados en el cuadro anexo 71 y visualizados en la figura 31 Ca-da una de las figuras representa una metalicidad de la base con sus respectivos 50 SSPscorrespondientes a diferentes edades En ellas es posible observar que los espectros se

33 BASES ESPECTRALES 24 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Nombre Tipo Intervalo de Resolucion Intervalo de Fuente

longitud de onda metalididad

BaSeL teorica 91 A a 160 micro m 300 105Z a 10Z Kurucz (1995 pc)

Bessel et al (1989)

Bessel et al (1991)

Fluks et al (1994)

Allard amp Hauschidt (1995)

Rauch (2002)

STELIB observacional 3200A a 9500A 2000 - 20 lt[FeH] lt050 Le Borgne et al (2003)

Pickles observacional 1205A a 25 micro m 500 Z Pickles (1998)

Fanelli et al (1992)

Cuadro 32 Bibliotecas de espectros estelares de BC03 Fuente BC03

Nombre Calibracion Fuente

BaSeL 10 teorica Lejeune et al (1997)

Lejeune et al (1998)

BaSeL 22 semi-empırica Lejeune et al (1997)

Lejeune et al (1998)

BaSeL 31 semi-empırica Westera (2000)

Padova 2000 00004 a 003 Westera et al (2002)

Cuadro 33 Diferentes calibraciones basadas BaSeL Fuente BC03

33 BASES ESPECTRALES 25 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

distribuyen desde la poblacion estelar de mayor temperatura en la parte superior hastalas mas frıas en la parte inferior cada espectro se encuentra calibrado por flujo y sonnormalizados a la unidad de masa solar (M)

Otra caracterıstica de la base BC03 es que no reproduce las lıneas de emision observadaspor lo tanto solo es posible reproducir las lıneas de absorcion debidas a la formacionestelar Es entonces donde el codigo requiere enmascarar o definir rangos de longitud deonda que correspondan a las lıneas de emision con el fin de aumentar la sensibilidaddel ajuste y encontrar ası la componente de absorcion que puede estar siendo opacadapor las lıneas de emision del mismo intervalo Para este trabajo se utiliza la mascarageneral dispuesta dentro del codigo adaptada en la tesis doctoral Natalia Vale Asari(2005) donde se enmascaran la lıneas de emision mas fuertes La mascara esta basada enlos trabajos de Gonzalez-Delgado et al (1995) Pastoriza et al(1993) Benjamin et al(1999) y Zhang et al (2005) y en regiones problematicas de la base de Bruzual y Charlot(2003) asociadas a efectos turbulentos entre 6845A - 6945A y entre 7550A - 7725A y laregion entre 7165A -7210A debida a errores sistematicos La mascara general detallada sepuede ver en la tabla anexa 72

33 BASES ESPECTRALES 26 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

02 Z∘

Log(L λ)[L ∘Å-

1 M∘-

1 ]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

04 Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

file=357911131415171921232527293133353639414345474951535557596163

(a) (b)Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

file=357911131517192123252729313335373941434547495153555759

25Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

y136y135y132y131y130y129y128y127y125y122y121y120y119y118y117y116y115y114y109y106y98y95y94y93y92y90y88y89y97y86y85y84y83y81y59y58y57y56y55y54x51y51y49x48y48y47y46y40y39

(c) (d)

Figura 31 Espectros de SSPs del modelo BC03 Bruzual amp Charlot 2003 para diferentesmetalicidades (a) 02Z (m42) (b) 04Z (m52) (c) 1Z(m62) (d) 25Z(m72) cadametalicidad contiene 50 SSPs con edades entre 2times 106 y 13times 1010 anos Resolucion de3A

33 BASES ESPECTRALES 27 Marıa E Rojas A

CAPITULO 4

Extraccion y Analisis de Espectros

El espectro original se obtuvo con el espectrografo ISIS del telescopio William Herschel de4 2m (WHT) instalado en la Palma (Canarias) utilizando las configuraciones R300B -CCD EEV 12 y R316R - CCD MARCONI2 para los brazos azul y rojo respectivamenteentre 3000A- 5000A y 5000A - 7800A con una escala de 149 segundos de arcomm alo largo de la hendidura El espectro fue cedido por la doctora Rosa Gomez Delgadodel Instituto de Astrofısica de Andalucia Los detalles de la observacion se encuentranregistrados en la tabla 41

Fecha Brazo CCD+gratting Slit PA Slit width (arcsec) texp[sec]

20050910 Red MARCONI2+R316R 88593063 1237020 900

20050909 Blue EEV12+R300B 88620857 1237020 900

Cuadro 41 Resumen de las observaciones espectroscopicas de NGC6240

41 Reduccion

En un espectro obtenido con una apertura donde no es posible identificar cual es lazona espacialmente localizada se hace necesario encontrar la orientacion espacial a fin deajustar la imagen espectral respecto a una imagen fotografica de orientacion conocida Estareorientacion fue realizada por Rosa Gomez Delgado y Mario A Higuera G con rutinas deIRAF (Image Reducction and Astronomical Facilities ver httpwwwirafcom) tomandocomo imagen fotografica de referencia la dispuesta en la base del Telescopio EspacialHubble (HST) ver httphubblesiteorggallery

28

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Figura 41 Reduccion espectral para el filtro Rojo separacion espacial fuente Mario AHiguera G

Un vez reorientado el espectro original se realizo una separacion de la cantidad de luzque paso a traves de la apertura del instrumento para los filtros rojo y azul a lo largodel rango espacial definido En la apertura espacial aparecen todas las fuentes de emisionpresentes en el momento del registro Al visualizarlas con la rutina apall de IRAF figura41 se separan las regiones de estudio

El analisis permito identificar y reducir seis zonas en total para cada filtro que al sersuperpuestas con la imagen fotografica espacial de NGC6240 se distiguieron ası zona Inucleo del sur zona II proximidad hacia el sur de la zona I zona III proximidad hacia elnorte del registro fotografico zona IV nucleo del norte zona V seccion intermedia entrelos dos nucleos y finalmente la zona VI estrella de calibracion

De todas las zonas se obtuvo un espectro para cada filtro estos fueron normalizados ypromediados con el fin de dar unicidad y ası permitir visualizar un espectro del visible enun rango entre 3200A y 7200A para todas las zonas Los espectros obtenidos se corrigieronpor Doppler (z = 0024480 NED ver httpnedipaccaltechedu) y exceso de colorasociado al polvo segun Cardelli et al (1989) en donde

E(BminusV ) = minus232 log

(Rint

Robs

)siendo Rint = 31 y Robs =HαHβ la relacion de flujos previamnete calibados de las lıneasHα y Hβ medidos por tecnica de separacion en LINER1

1LINER herramienta computacional del reporte interno de Richard W Pogge la cual utiliza una

41 REDUCCION 29 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Figura 42 Imagen fotografica del HST de NGC6240

Los espectros al final de la reduccion que se utilizaron para este trabajo se presentan enla figura 43

Al realizar el analisis de cada una de las zonas reducidas se encuentra que las zonas Iy IV presentan espectros asociados a nucleos activos las zonas II y III corresponden alas regiones adyacentes de estos nucleos que debido a su baja razon senal-ruido no serananalizadas en este trabajo la zona V corresponde a la zona intermedia debida a la fuertecomponente estelar presente en el espectro y finalmente la zona VI presenta un espectrocaracterıstico de una estrella identificada en la imagen fotografica que se utiliza comopatron de referencia figura 42

tecnica que define un continuo arbitrario sobre el cual es posible marcar el centro esperado de una lıneasobre un espectro esto permite adquirir los valores de λ centro de lınea FWHM ancho equivalente yflujo de las lıneas tanto de emision como de absorcion

41 REDUCCION 30 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

0

2eminus13

4eminus13

6eminus13

8eminus13

λ[Å]4000 5000 6000

Zona I

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

0

2eminus16

4eminus16

6eminus16

8eminus16

1eminus15

12eminus15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona II

(a) (b)

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

minus2eminus16

minus1eminus16

0

1eminus16

2eminus16

3eminus16

4eminus16

λ[Å]3000 4000 5000 6000 7000

Zona III

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

0

5eminus14

1eminus13

15eminus13

2eminus13

25eminus13

3eminus13

35eminus13

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona IV

(c) (d)

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

minus1eminus16

0

1eminus16

2eminus16

3eminus16

4eminus16

5eminus16

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona V

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

2eminus17

4eminus17

6eminus17

8eminus17

1eminus16

12eminus16

λ[Å]4000 5000 6000 7000

ZonaVI

(e) (f)

Figura 43 Espectros reducidos del visible para NGC6240 (a) Zona I (b) Zona II (c)Zona III (d) Zona IV (e) Zona V (f) Zona VI

41 REDUCCION 31 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

42 Caracterizacion

Los espectros de las zonas I y IV son caracterizados por los valores de λ centro de lıneaFWHM ancho equivalente y flujo de las lıneas de absorcion y emision los cuales se puedenobservar en las tablas 42 y 43 para cada zona respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259856 141934 121105 932365

He I lowast 3820000 38243220 240649 -368885 -331320

[Ne III] 3868760 38665283 196365 960760 849525

K-Ca II lowast 3933000 39298906 825863 -438132 -378235

H-Ca II lowast 3968000 39671277 970000 -270968 -230588

He I 4026000 40302915 870264 207639 172326

[S II] 4068600 40671338 613711 167254 136787

Fe II 4178862 41774009 188631 0157450 0123046

Hδ 4101740 41114917 365668 0608985 0489181

Hγ 4340471 43366045 920191 176589 128710

Hβ 4861300 48590737 156186 132648 538800

[O III] 4958900 49586538 303193 112192 394091

[ OIII] 5006840 50054878 217619 263052 856364

C-C lowast 5165000 51681416 204788 -181874 -0543207

Fe II 5197570 51986562 182212 770700 227194

Na-I(D) lowast 5892000 58881143 119381 -971280 -202980

[O I] 6300304 62998452 208984 297493 540325

[O I] 6363776 63638130 213094 886981 157329

[N II] 6548050 65467163 236476 372079 629095

Hα 6562819 65614551 236476 988640 172153

[N II] 6583460 65830864 236476 950283 194036

[S II] 6716440 67180718 184565 402939 743104

[S II] 6730810 67330210 184565 288223 514382lowast Lınea de absorcion

Cuadro 42 Lıneas identificadas en la Zona I de NGC6240

En la caracterizacion de las dos zonas sobresale una significativa emision de Hβ [OIII]5007A Hα y [NII] 6585A asociadas a la formacion estelar o actividad del nucleo galacticoTambien es posible observar la presencia de lıneas de emision de HeI [OI] en conjuntocon la serie de Balmer Ası mismo fue posible medir la lınea de emision [OII] en 3727Ajunto con las lıneas de H-Ca K-Ca

42 CARACTERIZACION 32 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3728815 37295811 139871 980735 752002

[Ne III] 3868760 38702319 202032 129640 988668

K-Ca II lowast 3933000 39331504 649803 -303453 -241752

H-Ca II lowast 3968000 39680195 689754 -287500 -234462

G-banda lowast 4301000 43048105 301566 -703450 -553622

Hγ 4340471 43404194 808685 104001 0771791

Hβ 4861300 48625376 157743 105704 477370

[O III] 4958900 49602510 204316 867190 374412

[O III] 5006840 50088350 156499 203541 858706

C-C lowast 5165000 51694761 221025 -478236 -186147

[O I] 6300304 62999092 223367 346819 593403

[O I] 6363776 63637612 260837 125170 209970

[N II] 6548050 65507192 180655 374786 791877

Hα 6562819 65663501 180655 788344 165570

[N II] 6583460 65867407 180655 101594 211693

[S II] 6716440 67188540 132432 320833 634206

[S II] 6730810 67328965 185795 414013 81368lowast Lınea de absorcion

Cuadro 43 Lıneas identificadas en la Zona IV de NGC6240

42 CARACTERIZACION 33 Marıa E Rojas A

CAPITULO 5

Espectroscopıa Sintetica

Ajustada la sintesis de poblacion estelar inherente al codigo Starlight se estudio la galaxiaNGC6240 y se obtuvieron propiedades fısicas tales como la composicion estelar a lo largode la historia de la formacion estelar de la galaxia bajo la biblioteca de Bruzual y Char-lot (2003) parametros cineticos como extincion por polvo AV y el vector de poblacionestelar en terminos de una fraccion de luz(xj) obtenidos con la interprestacion del porcen-taje de formacion estelar sintetica y las caracterısticas de las lıneas de absorcion obtenidas

51 Sıntesis espectral

Con el fin de encontrar la sintesis de la poblacion estelar de los dos nucleos del sistema encolision NGC6240 se ejecuto el codigo Starlight para las zonas en las que era posible vi-sualizar la regiones centrales de cada nucleo zonas I y IV Con estos espectros de entradase ejecutaron las combinaciones lineales de la base de Bruzual y Charlot (2003) para lasmetalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z individualmente con esto se identificaron laspoblaciones estelares que contribuıan en la reproduccion sintetica de cada zona Con baseen estos resultados parciales finalmente se construyo la base que mejor representa cadazona respectivamente Esta contiene 200 poblaciones estelares con edades entre 2 times 106

y 13times1010 anos resolucion de 3A en un rango de 3200A a 9500A con metalicidades de02Z 04Z 1Z y 25Z rutas evolutivas de Padova 1994 libreria STELIB y funcionmasa inicial de Chabrier (2003)

La busqueda del mejor ajuste entre el espectro de entrada y el espectro de salida se centroen disminuir al maximo el valor de la relacion [chi2Nleff ] la cual relaciona el valor delχ2 de cada valor de λ Otro valor que se tuvo en cuenta fue la desviacion media porcentual

34

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

de todos los pıxeles con relacion al espectro de entrada [adev( )] los mejores valores seregistraron en la tabla 51

Parametro Zona I Zona IV

[chi2Nleff ] 137545 113193

[adev( )] 638644 446156

Cuadro 51 Calidad del ajuste de Starlight

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

Figura 51 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral I de NGC6240 (trazo negro)

Los espectros de la formacion estelar logrados con este ajuste se muestran en las figuras51 y 52 en donde el trazo rojo representa la formacıon estelar asociada al espectro deentrada representado con el trazo negro de las zonas I y IV respectivamente

En estas figuras se puede observar una componente de absorcion sintetica por cada lıneade emision observada del espectro de entrada como es el caso de las lıneas en la longitudde onda de 3740A 3796A 3837A 3887A 3933A 3969A 4098A 4338A 4100A 4339A4860A 6548A las cuales corresponde a transiciones electronicas conocidas y definidas enel cuadro 11

51 SINTESIS ESPECTRAL 35 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

ObservadoSinteacutetico

Figura 52 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral IV de NGC6240 (trazo negro)

51 SINTESIS ESPECTRAL 36 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

52 Sustraccion espectral

Un vez definida la formacion estelar de cada una de la zonas espectrales se realizo unasustraccion de la formacion estelar asociada a cada zona con el fin de descontaminar elespectro de emision del nucleo activo filtrando ası un espectro de mejores caracterısticasel cual es posible observar en el trazo azul de las figuras 53 y 54

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 53 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral I de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral I de NGC6240 (negro)obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z(b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 37 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 54 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral VI de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral IV de NGC6240(negro) obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Zy 25Z (b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 38 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

53 Caracterizacion espectral

Cada uno de los espectros se caracterizo con la identificacion de todas las lıneas de emisionpresentes en ellas una vez realizada la sustraccion mediante un ajuste de tipo gaussianodefinido en un continuo aleatorio en el software LINER siendo posible obtener el centrode lınea el ancho total a la mitad de la altura (FWHM) y el flujo total visualizados enlas tablas 53 y 53 para las zonas I y IV respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259714 145056 273839 953139

H11 3770630 37686479 440904 425545 149716

H10 3797898 37960681 401993 326624 112110

H9 3835384 38334482 367421 376538 124836

[Ne III] 3868760 38685388 179806 168928 541474

K Ca-II lowast 3933000 39294148 131932 -206818 -623528

H Ca-II 3968000 39691155 446669 468596 135456

He I 4026000 40263750 264590 900988 244257

[S II] 4068600 40721025 240745 173767 446216

Hδ 4101740 40978579 169919 276703 688289

Hγ 4340471 43382275 130266 353231 612874

Hβ 4861300 48594336 151258 -677140 792772

[O III] 4958900 49571484 182238 -129678 227669

[O III] 5006840 50056445 189935 -360470 737521

Fe II 5197570 51990830 217043 -909013 291244

[O I] 6300304 62998164 236848 -365105 644235

[O I] 6363776 63634268 280102 -542065 239085

[NII] 6548050 65466426 250518 -330128 652055

Hα 6562819 65614375 250518 -114643 186725

[N II] 6583460 65836201 250518 -195511 214778

[S II] 6716440 67192485 222886 -472177 102774

[S II] 6730810 67358408 222886 -280570 502474lowast Lınea de absorcion

Cuadro 52 Lıneas de Emision Zona I de NGC6240

531 Clasificacion de NGC6240

Para clasificar a NGC6240 entre los tipos de nucleo activo descritos en la literatura seutilizo las razones de flujo para la ubicacion de este sistema en el diagrama BPT (Bald-win Phillips amp Terlevich 1981) descrito en Cid Fernandes et al (2010) como la mejorseparacion entre galaxias tipo Seyfert LINER y de formacion estelar fuerte mediante la

53 CARACTERIZACION ESPECTRAL 39 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[ O I] 3726032 37296033 143969 -221934 787713

[Ne III] 3868760 38706140 118089 -233171 399531

K Ca-II lowast 3933000 39330952 120923 341232 -383848

S II 4076349 40792864 693475 913706 854107

Hδ 4101742 41004019 936462 679737 301683

Fe II lowast 4303176 43052456 192020 -119689 -283858

Hγ 4340471 43394087 100879 155567 419237

Hβ 4861300 48617803 144197 -647377 680787

[O III] 4958900 49606152 172003 -194691 316305

[O III] 5006840 50090156 161854 -479744 914152

[O I] 6300304 63029087 178476 -155210 621454

[O I] 6363776 63667563 189027 334244 199334

[N II] 6548050 65512285 184697 -152528 896611

Hα 6562819 65665557 184697 -1004495E+06 173249

[N II ] 6583460 65869326 184697 711567 217207

[S II] 6716440 67182754 122346 -459232 516263

[S II] 6730810 67316655 212515 -152349 100130lowast Lınea de absorcion

Cuadro 53 Lıneas de Emision Zona IV de NGC6240

relacion de los flujos de las lıneas de emision de Hα Hβ [NII]λ6584 y [OIII]λ5007 enlog([NII]λ6584 Hα) y log([OIII]λ5007Hβ) que para el caso de la region VI es

log([NII]λ6584 Hα) =020

y

log([OIII]λ5007 Hβ) =-028

lo que ubica a NGC6240 en el diagrama BPT dentro de las galaxia tipo LINER en con-cordancia con el catalogo de Veron-Cetty de (2006)

54 Propiedades fısicas de NGC6240

Los parametros derivados del mejor modelo de la sıntesis permiten adicionalmente calcu-lar y encontrar algunas propiedades fısicas de la galaxia tabla 54 A partir de cada unode estos parametros fue posible asociar las siguientes propiedades

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 40 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Parametro Definicion Zona I Zona IV

[summinus of minus xj( )] Vector de poblacion estelar 9422336 9897032

[Miniminus tot] Fraccion de masa 846570E+02 706677E+03

[Mcor minus tot] Logaritmo de la masa estelar [M] 613714E+02 363687E+03

[v0minusmin(kms)] -11323 -13292

[vdminusmin(kms)] 4700 8439

[AV minusmin(mag)] Atenuacion del polvo [magnitud] -10000 -10000

Cuadro 54 Calidad del ajuste de Starlight

Zona OSP IPS YPS

I 0 176488 765745

IV 06582 355544 614753

Cuadro 55 Porcentaje de formacion estelar sintetica de NGC6240 poblacion estelar joven(YSPs) t le 0 1 Giga anos poblacion estelar con edad intermedia (ISP) 0 1 lt tISP le 2Giga anos la poblacion estelar con edad superior (OSP) 125 Giga ano Rodrıguez ZaurınJ et al (2008)

EdadLa interpretacion del termino [summinus of minus xj( )] vector poblacion xj discutido enla seccion 31 permitio clasificar la poblacion estelar sintetica en i poblacion estelarjoven (YSPs) con componentes estelares de edad t le 0 1 Giga ano ii poblacionestelar con edad intermedia (ISP) con componentes de edad entre 0 1 lt tISP le 2Giga ano y iii poblacion estelar con edad superior (OSP) con componentes de edadmayor que 12 5 Giga ano Rodrıguez Zaurın J et al (2008) Es entonces como alrealizar un tabulacion de este vector en la sıntesis de NGC6240 se puede concluirque mas del 60 de la poblacion estelar corresponde a poblacion estelar joven elporcentaje de cada componente segun la zona se especifica en la cuadro 55

MetalicidadEl porcentaje de las metalicidades empleadas para reproducir el sistema NGC6240fueron tabulados en el cuadro 56 Se puede concluir que existe una contribucion depoblacion estelar de tipo frıo K o M ya que la metalicidad de este tipo de poblacioneses aproximadamente cero mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para lazona IV pertenecen a poblaciones mas calientes de tipo espectral O y M

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 41 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Zona 02Z( ) 04Z( ) 1Z( ) 25Z( )

I 219 3618 5583 00002

IV 1289 4501 4105 0

Cuadro 56 Porcentaje de la metalicidad media en la sıntesis de NGC6240

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 42 Marıa E Rojas A

CAPITULO 6

Conclusiones

Del mapeo de la galaxia NGC 6240 se logro extraer un espectro de buenas caracte-rısticas correspondiente a las zonas I y IV las cuales responden a las zonas espacialesde los nucleos de la galaxia mientras que para las demas zonas es necesario aunrealizar algunas reducciones con mayor detalle para lograr ası eliminar el alto ruidopresente en los espectros

Sobre los espectros espacialmente definidos se realizo una extraccion que permitioidentificar las lıneas de emision y absorcion presente en la zonas I y IV

Con base en la combinacion de las bases de poblaciones estelares de Bruzual GCharlot S (2003) se construyo un espectro sintetico de buenas caracterısticas conla ejecucion de Spectral Synthesis Code -Starlight Cid Fernandes R (2005) en laszonas I y IV

Se realizo una sustraccion entre el espectro observado y el espectro sintetico a fin deeliminar la componente de absorcion asociada con la formacion estelar reproducidacon el espectro sintetico obtenido dando origen a una tabla de flujos reales de lıneasde emision que no habıan sido posible medir debido a la superposicion de las lıneasde absorcion asociadas a la actividad de formacion estelar de la galaxia huesped

La poblacion estelar presente en el espectro sintetico de NGC 6240 segun la literaturade Rodrıguez Zaurın J (2008) es una poblacion estelar joven con edades entret le 0 1 Giga ano con un porcentaje del 765745 en la zona I y 614753 enla zona IV La poblacion estelar con edad intermedia entre 0 1 lt tISP le 2 Gigaano presentan un porcentaje mas bajo del 176488 y 355544 en las zonas I yIV respectivamente Mientras que la poblacion estelar mayor de 125 Giga ano notienen asociado ningun porcentaje en la contribucion del espectro sintetico

43

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Existe una poca contribucion de poblacion estelar de tipo frıo K o M en NGC6240ya que la metalicidad de este tipo de poblaciones es aproximadamente cero en lasıntesis espectral mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para la zona IVpertenecen a poblaciones jovenes de tipo espectral O y M

44 Marıa E Rojas A

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CAPITULO 7

Anexos

SSP Edad [anos] Z Mstar

bc2003-hr-m42-chab-ssp-032spec 000174e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-034spec 000191e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-051spec 000417e9 000400 09666

bc2003-hr-m42-chab-ssp-052spec 000437e9 000400 09622

bc2003-hr-m42-chab-ssp-053spec 000457e9 000400 09579

bc2003-hr-m42-chab-ssp-054spec 000479e9 000400 09534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-055spec 000501e9 000400 09488

bc2003-hr-m42-chab-ssp-070spec 001000e9 000400 08862

bc2003-hr-m42-chab-ssp-073spec 001148e9 000400 08752

bc2003-hr-m42-chab-ssp-074spec 001202e9 000400 08716

bc2003-hr-m42-chab-ssp-075spec 001259e9 000400 08680

bc2003-hr-m42-chab-ssp-076spec 001318e9 000400 08644

bc2003-hr-m42-chab-ssp-077spec 001380e9 000400 08608

bc2003-hr-m42-chab-ssp-078spec 001445e9 000400 08571

bc2003-hr-m42-chab-ssp-079spec 001514e9 000400 08534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-080spec 001585e9 000400 08501

bc2003-hr-m42-chab-ssp-081spec 001660e9 000400 08469

bc2003-hr-m42-chab-ssp-082spec 001738e9 000400 08436

Continua en la pagina siguiente

51

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m42-chab-ssp-084spec 001905e9 000400 08369

bc2003-hr-m42-chab-ssp-087spec 002188e9 000400 08269

bc2003-hr-m42-chab-ssp-088spec 002291e9 000400 08237

bc2003-hr-m42-chab-ssp-112spec 006405e9 000400 07525

bc2003-hr-m42-chab-ssp-113spec 007187e9 000400 07446

bc2003-hr-m42-chab-ssp-114spec 008064e9 000400 07366

bc2003-hr-m42-chab-ssp-115spec 009048e9 000400 07287

bc2003-hr-m42-chab-ssp-116spec 010152e9 000400 07207

bc2003-hr-m42-chab-ssp-117spec 011391e9 000400 07130

bc2003-hr-m42-chab-ssp-118spec 012780e9 000400 07064

bc2003-hr-m42-chab-ssp-119spec 014340e9 000400 06997

bc2003-hr-m42-chab-ssp-120spec 016090e9 000400 06930

bc2003-hr-m42-chab-ssp-121spec 018053e9 000400 06863

bc2003-hr-m42-chab-ssp-122spec 020256e9 000400 06800

bc2003-hr-m42-chab-ssp-123spec 022727e9 000400 06738

bc2003-hr-m42-chab-ssp-124spec 025500e9 000400 06676

bc2003-hr-m42-chab-ssp-125spec 028612e9 000400 06613

bc2003-hr-m42-chab-ssp-126spec 032103e9 000400 06550

bc2003-hr-m42-chab-ssp-127spec 036020e9 000400 06486

bc2003-hr-m42-chab-ssp-128spec 040415e9 000400 06427

bc2003-hr-m42-chab-ssp-129spec 045347e9 000400 06370

bc2003-hr-m42-chab-ssp-130spec 050880e9 000400 06313

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52 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

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53 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

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54 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

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55 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

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bc2003-hr-m72-chab-ssp-074spec 001202e9 005000 08393

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56 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m72-chab-ssp-119spec 014340e9 005000 06930

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bc2003-hr-m72-chab-ssp-130spec 050880e9 005000 06356

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bc2003-hr-m72-chab-ssp-132spec 064054e9 005000 06253

bc2003-hr-m72-chab-ssp-133spec 071870e9 005000 06196

bc2003-hr-m72-chab-ssp-134spec 080640e9 005000 06143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-135spec 090479e9 005000 06088

bc2003-hr-m72-chab-ssp-201spec 1500000e9 005000 04972

bc2003-hr-m72-chab-ssp-204spec 1575000e9 005000 04960

bc2003-hr-m72-chab-ssp-214spec 1825000e9 005000 04924

bc2003-hr-m72-chab-ssp-218spec 1925000e9 005000 04908

Cuadro 71 Base N

57 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

3416 3436 [Ne v] 34260

3718 3735 [O II] 37260

3720 3737 [O II] 37288

3796 3802 H10 37979

3833 3841 H90 38354

3862 3871 [Ne III] 38691

3882 3891 H8 HeI 38890

3961 3973 [Ne III] 39678

3961 3974 Hε 39701

4024 4030 He I 40262

4067 4070 [S II] 40686

4095 4107 Hδ 41017

4332 4346 Hγ 43405

4469 4475 He I 44715

4854 4868 Hβ 48613

4947 4968 [O III] 49589

4998 5019 [O III] 50068

5009 5022 He I 50157

5156 5164 [Fe VII] 51584

5193 5202 [N I] 51991

5267 5274 [Fe III] 52704

5868 5883 He I 58756

6296 6303 [O I] 63003

6303 6315 [S III] 63121

6355 6372 [O I] 63638

6538 6591 [N II] 65480

6547 6576 Hα 65628

6575 6591 [N II] 65835

6667 6681 He I 66782

6710 6743 [S II] 67164

6718 6743 [S II] 67308

7061 7072 He I 70652

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58 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

7125 7142 [Ar III] 71358

7315 7329 [O II] 73195

7320 7335 [O II] 73302

6845 6945 BC03 lowastlowast7165 7210 BC03 lowastlowast7550 7725 BC03 lowastlowast5880 5906 NaD 5890 lowast lowast lowast9059 9079 [S III] 90690

lowast Lınea de emision

lowastlowast Region en la problematica Bruzual y Charlot (2003)

lowast lowast lowast Absorcion del medio interestelar en 5896A

Cuadro 72 Mascara General desarrollada por NataliaVale Asari (2005) para Starlight

59 Marıa E Rojas A

  • Acroacutenimos
  • Introduccioacuten
  • Fundamentos de Espectroscopiacutea
    • Fundamentos
    • Espectros Astrofiacutesicos
    • Nuacutecleos Activos de Galaxias
      • Sistema NGC6240
      • Sistema NGC6240
      • Coacutedigo de Siacutentesis Espectral
        • Modelo Fiacutesico - Matemaacutetico
        • Modelo Computacional
        • Bases Espectrales
          • Construccioacuten de una Poblacioacuten Estelar Simple (SSPs)
          • Modelos de Poblaciones Estelares Simples
              • Extraccioacuten y Anaacutelisis de Espectros
                • Reduccioacuten
                • Caracterizacioacuten
                  • Espectroscopiacutea Sinteacutetica
                    • Siacutentesis espectral
                    • Sustraccioacuten espectral
                    • Caracterizacioacuten espectral
                      • Clasificacioacuten de NGC6240
                        • Propiedades fiacutesicas de NGC6240
                          • Conclusiones
                            • Bibliografiacutea
                              • Anexos
Page 31: Espectroscop a estelar sint etica, aplicaciones astrof sicas · con modelos estelares que siguen una l nea de tiempo, producidos por la combinacion de bibliotecas de evolucion estelar,

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

4 Ultimos ajustes (EX0) desecha los componentes irrelevantes de la base N y afina elajuste generando el archivo de salida

33 Bases Espectrales

Una base espectral utiliza poblaciones estelares simples (SSPs) representadas mediantecumulos de estrellas que nacen a partir de una misma nube de gas con composicion quı-mica homogenea a traves de una formacion estelar intensa y caracterizada por tener unaedad y metalicidad bien definida

Definir las componentes N de la base es de vital importancia para que los resultadostengan alguna conexion con la realidad por ejemplo si se desea identificar la edad delas componentes estelares de una galaxia es necesario que la base precise dentro de susparametros la edad o metalicidad de cada N

331 Construccion de una Poblacion Estelar Simple (SSPs)

El metodo para generar la base de poblaciones estelares contiene tres componentes prin-cipales

1 Observaciones reunidas en bibliotecas estelares de espectros Estas varıan segun latemperatura y la luminosidad de las estrellas de acuerdo con las regiones que sepueden establecer en el diagrama Hertzsprung-Russell (HR)

2 Modelos teoricos de trayectorias evolutivas Estas predicen como serıa la evolucionde las estrellas en un diagrama HR que aportan a la formalizacion de una poblacionestelar

3 Funcion de masa inicial (FMI) φ(m) Pondera el numero de estrellas de masa entrem y m + dm independiente del tiempo y normalizada como

intmφ(m)dm = 1

El espectro de una estrella de masa m que depende de la longitud de onda λ la metali-cidad Z y la edad tprime definido por I(λm t

prime Z) en luminosidades solares [L] y con untiempo de vida τ(m) se define como

I(λm tprime Z) =

f(λm t

prime Z) si tprime le τ(m)

0 si tprime gt τ(m)(37)

donde f es una funcion de λm tprime y Z

Ahora se define

Ψ(tprime) tasa de formacion estelar

33 BASES ESPECTRALES 21 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Z(tprime) ley de enriquecimiento quımico

si se tiene una nube de gas con formacion estelar donde despues de un tiempo de vidat se tienen varias estrellas de distintas masas con edad tprime se debe satisfacer la relaciontprime le t ya que las estrellas no pueden ser mayores que el sistema Sin embargo las estre-llas con edades tprime nacieron en un tiempo t minus tprime donde la tasa de formacion estelar y elenriquecimiento quımico son diferentes de las actuales

El numero de estrellas con edad entre tprime y tprime+dtprime y masas entre m y m+dm en un tiempot esta dada por

dN(t) = Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdtprime (38)

Si la metalicidad esta dada por Z(tminus tprime) la suma de los espectros de las estrellas de edadentre tprime y tprime + dtprime y de masas entre m y m+ dm en el tiempo t es

I total(λm tprime Z(tminus tprime)) = I(λm t

prime Z(tminus tprime))times dN(t)

I total(λm tprime Z(tminus tprime)) = I(λm t

prime Z(tminus tprime))Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdtprime (39)

El espectro total en el tiempo t teniendo en cuenta todas las estrellas con masas entre ellımite inferior de las masas estelares (Mupp) y el lımite superior de masas estelares (Mlow)es

I(λ t) =

int t

0

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(tminus tprime))Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdt

prime (310)

Esta es la ecuacion general para crear un espectro l(λ t) de poblaciones estelares sujetoa una tasa de formacion estelar y a un enriquecimiento quımico determinado Por tantopara formar una poblacion estelar simple con una metalicidad Z y una edad t bien definidasolamente es necesario establecer Ψ(tminus tprime) como

Ψ(tminus tprime) = C times δ(tminus tprime) (311)

donde C es una constante de dimensiones [C] equiv [M] y δ(t minus tprime) equiv [anominus1] Luego laecuacion 310 se reemplaza por

I(λ t) =

int t

0

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(tminus tprime))Cδ(tminus tprime)φ(m)dmdt

prime (312)

Por tanto el espectro con una metalicidad definida en un tiempo tprime = 0 es

I(λ t) = C

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(0))φ(m)dm (313)

Con una poblacion estelar simple es posible generar los elementos de la base a partir dela ecuacion 313 como

33 BASES ESPECTRALES 22 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

L(λ t Z(0)) =I(λ t)

C

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(0))φ(m)dm (314)

L(λ t Z(0)) puede ser llamado Lj(λ) cuando t = tj y Z(0) = Zj con unidades [Lminus1Mminus1

]Por lo tanto el termino Lj(λ) se puede expresar como

Lj(λ) asympsumi

I(mi tj Z(j))φ(mi)∆mi donde τ(mi) le tj (315)

indicando que para calcular Lj(λ) se suman los espectros individuales de estrellas de unabiblioteca estelar dada a lo largo de una edad tj y metalicidad Zj por una funcion de masainicial

332 Modelos de Poblaciones Estelares Simples

Los espectros de las estrellas Lj(λ) se agrupan en diferentes modelos de poblaciones es-telares simples (SSPs) difiriendo en el conjunto de bibliotecas estelares y requerimientosevolutivos pero todos utilizan la funcion de masa de Chabrier (2003)

Υ(logm) prop

exp[minus

(logm minus logmc)2

2σ2

] si m le 1M

mminus13 si m gt 1M

(316)

con mc = 0008 y σ = 0069 Esta funcion de masa indica la cantidad de estrellas en unintervalo logarıtmico de masa 2

Los modelos utilizados son

STELIB (Stellar Library) contiene 249 estrellas observadas entre 3200A - 9500A yresolucion espectral de 3A (Le Borgne et al 2003)

2 podemos reemplazar φ(m) con la condicion de normalizacionint Mupp

Mlow

mΥ(logm)d logm = 1 (317)

con d logm

dm= 1

m ln 10 = d logm

dm= log e

m tenemos

log e

int Mupp

Mlow

Υ(logm)dm =

int Mupp

Mlow

mφ(m)dm = 1 (318)

por tanto

φ(m) = log eΥ(logm)

m (319)

33 BASES ESPECTRALES 23 Marıa E Rojas A

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Nombre Metalicidad [Z] Fuente

Padova 1994 0001ndash 010 Alongi et al (1993)

Bressan et al (1993)

Fagotto et al (1994a)

Fagotto et al (1994b)

Girardi et al (1996)

Padova 2000 00004 ndash003 Girardi et al (2000)

Geneva 002 Schaller et al (1992)

Charbonnel et al (1996)

Charbonnel et al (1999)

Cuadro 31 Trayectorias Evolutivas usadas en BC03 Fuente BC03

MILES (A Medium Resolution INT Library of Empirical Spectra) Contiene 985estrellas observadas entre 3200A - 7500A y resolucion media de 23A (Sanchez-Blazquez et al 2006)

Granada contiene 1654 espectros estelares compuestos con modelos de atmosferaestelar entre 3000A - 7000A y resolucion espectral de 03A (Martins et al 2005)

Bruzual amp Charlot (2003 BC03) Contiene 26 modelos de base con SSPs calculadosutilizando trayectoria evolutiva de Padova 1994 (Alongi et al 1993 Bressan et al1993 Fagotto et al 1994 Girardi et al 1996) cada base contiene 221 espectros dealta resolucion con edades desde t = 0 a t = 20 Giga anos en un rango de 3200A -9500A en unidades de LAminus1 Mminus1

13 de estas SSPS utilizan la FMI de Chabrier(2003) con Mlow = 01 M y Mupp = 100 M normalizados a una masa total de1M en las estrellas a la edad t = 0 las otras 13 SSPs son analogos Salpeter

Para este trabajo se adapto la base de poblaciones estelares simples de la biblioteca deBruzual e Charlot (2003 BC03) que se basa en trayectorias evolutivas y en bibliotecasde espectros estelares descritas en la tabla 31 32 y 33 La mayorıa de los resultadospublicados de Starlight usan este modelo por su amplia gama en edades y metalicidades

Para reproducir la formacion estelar de NGC6240 se utiliza una base que contiene 200SSPs con edades entre 2 times 106 y 13times1010 anos con resolucion de 3A en un rango de3200A a 9500A para las metalicidades de 02Z (m42) 04Z (m52) 1Z (m62) y 25Z(m72) con rutas evolutivas de Padova 1994 libreria STELIB 2003 y funcion masa inicialde Chabrier (2003) mostrados en el cuadro anexo 71 y visualizados en la figura 31 Ca-da una de las figuras representa una metalicidad de la base con sus respectivos 50 SSPscorrespondientes a diferentes edades En ellas es posible observar que los espectros se

33 BASES ESPECTRALES 24 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Nombre Tipo Intervalo de Resolucion Intervalo de Fuente

longitud de onda metalididad

BaSeL teorica 91 A a 160 micro m 300 105Z a 10Z Kurucz (1995 pc)

Bessel et al (1989)

Bessel et al (1991)

Fluks et al (1994)

Allard amp Hauschidt (1995)

Rauch (2002)

STELIB observacional 3200A a 9500A 2000 - 20 lt[FeH] lt050 Le Borgne et al (2003)

Pickles observacional 1205A a 25 micro m 500 Z Pickles (1998)

Fanelli et al (1992)

Cuadro 32 Bibliotecas de espectros estelares de BC03 Fuente BC03

Nombre Calibracion Fuente

BaSeL 10 teorica Lejeune et al (1997)

Lejeune et al (1998)

BaSeL 22 semi-empırica Lejeune et al (1997)

Lejeune et al (1998)

BaSeL 31 semi-empırica Westera (2000)

Padova 2000 00004 a 003 Westera et al (2002)

Cuadro 33 Diferentes calibraciones basadas BaSeL Fuente BC03

33 BASES ESPECTRALES 25 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

distribuyen desde la poblacion estelar de mayor temperatura en la parte superior hastalas mas frıas en la parte inferior cada espectro se encuentra calibrado por flujo y sonnormalizados a la unidad de masa solar (M)

Otra caracterıstica de la base BC03 es que no reproduce las lıneas de emision observadaspor lo tanto solo es posible reproducir las lıneas de absorcion debidas a la formacionestelar Es entonces donde el codigo requiere enmascarar o definir rangos de longitud deonda que correspondan a las lıneas de emision con el fin de aumentar la sensibilidaddel ajuste y encontrar ası la componente de absorcion que puede estar siendo opacadapor las lıneas de emision del mismo intervalo Para este trabajo se utiliza la mascarageneral dispuesta dentro del codigo adaptada en la tesis doctoral Natalia Vale Asari(2005) donde se enmascaran la lıneas de emision mas fuertes La mascara esta basada enlos trabajos de Gonzalez-Delgado et al (1995) Pastoriza et al(1993) Benjamin et al(1999) y Zhang et al (2005) y en regiones problematicas de la base de Bruzual y Charlot(2003) asociadas a efectos turbulentos entre 6845A - 6945A y entre 7550A - 7725A y laregion entre 7165A -7210A debida a errores sistematicos La mascara general detallada sepuede ver en la tabla anexa 72

33 BASES ESPECTRALES 26 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

02 Z∘

Log(L λ)[L ∘Å-

1 M∘-

1 ]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

04 Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

file=357911131415171921232527293133353639414345474951535557596163

(a) (b)Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

file=357911131517192123252729313335373941434547495153555759

25Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

y136y135y132y131y130y129y128y127y125y122y121y120y119y118y117y116y115y114y109y106y98y95y94y93y92y90y88y89y97y86y85y84y83y81y59y58y57y56y55y54x51y51y49x48y48y47y46y40y39

(c) (d)

Figura 31 Espectros de SSPs del modelo BC03 Bruzual amp Charlot 2003 para diferentesmetalicidades (a) 02Z (m42) (b) 04Z (m52) (c) 1Z(m62) (d) 25Z(m72) cadametalicidad contiene 50 SSPs con edades entre 2times 106 y 13times 1010 anos Resolucion de3A

33 BASES ESPECTRALES 27 Marıa E Rojas A

CAPITULO 4

Extraccion y Analisis de Espectros

El espectro original se obtuvo con el espectrografo ISIS del telescopio William Herschel de4 2m (WHT) instalado en la Palma (Canarias) utilizando las configuraciones R300B -CCD EEV 12 y R316R - CCD MARCONI2 para los brazos azul y rojo respectivamenteentre 3000A- 5000A y 5000A - 7800A con una escala de 149 segundos de arcomm alo largo de la hendidura El espectro fue cedido por la doctora Rosa Gomez Delgadodel Instituto de Astrofısica de Andalucia Los detalles de la observacion se encuentranregistrados en la tabla 41

Fecha Brazo CCD+gratting Slit PA Slit width (arcsec) texp[sec]

20050910 Red MARCONI2+R316R 88593063 1237020 900

20050909 Blue EEV12+R300B 88620857 1237020 900

Cuadro 41 Resumen de las observaciones espectroscopicas de NGC6240

41 Reduccion

En un espectro obtenido con una apertura donde no es posible identificar cual es lazona espacialmente localizada se hace necesario encontrar la orientacion espacial a fin deajustar la imagen espectral respecto a una imagen fotografica de orientacion conocida Estareorientacion fue realizada por Rosa Gomez Delgado y Mario A Higuera G con rutinas deIRAF (Image Reducction and Astronomical Facilities ver httpwwwirafcom) tomandocomo imagen fotografica de referencia la dispuesta en la base del Telescopio EspacialHubble (HST) ver httphubblesiteorggallery

28

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Figura 41 Reduccion espectral para el filtro Rojo separacion espacial fuente Mario AHiguera G

Un vez reorientado el espectro original se realizo una separacion de la cantidad de luzque paso a traves de la apertura del instrumento para los filtros rojo y azul a lo largodel rango espacial definido En la apertura espacial aparecen todas las fuentes de emisionpresentes en el momento del registro Al visualizarlas con la rutina apall de IRAF figura41 se separan las regiones de estudio

El analisis permito identificar y reducir seis zonas en total para cada filtro que al sersuperpuestas con la imagen fotografica espacial de NGC6240 se distiguieron ası zona Inucleo del sur zona II proximidad hacia el sur de la zona I zona III proximidad hacia elnorte del registro fotografico zona IV nucleo del norte zona V seccion intermedia entrelos dos nucleos y finalmente la zona VI estrella de calibracion

De todas las zonas se obtuvo un espectro para cada filtro estos fueron normalizados ypromediados con el fin de dar unicidad y ası permitir visualizar un espectro del visible enun rango entre 3200A y 7200A para todas las zonas Los espectros obtenidos se corrigieronpor Doppler (z = 0024480 NED ver httpnedipaccaltechedu) y exceso de colorasociado al polvo segun Cardelli et al (1989) en donde

E(BminusV ) = minus232 log

(Rint

Robs

)siendo Rint = 31 y Robs =HαHβ la relacion de flujos previamnete calibados de las lıneasHα y Hβ medidos por tecnica de separacion en LINER1

1LINER herramienta computacional del reporte interno de Richard W Pogge la cual utiliza una

41 REDUCCION 29 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Figura 42 Imagen fotografica del HST de NGC6240

Los espectros al final de la reduccion que se utilizaron para este trabajo se presentan enla figura 43

Al realizar el analisis de cada una de las zonas reducidas se encuentra que las zonas Iy IV presentan espectros asociados a nucleos activos las zonas II y III corresponden alas regiones adyacentes de estos nucleos que debido a su baja razon senal-ruido no serananalizadas en este trabajo la zona V corresponde a la zona intermedia debida a la fuertecomponente estelar presente en el espectro y finalmente la zona VI presenta un espectrocaracterıstico de una estrella identificada en la imagen fotografica que se utiliza comopatron de referencia figura 42

tecnica que define un continuo arbitrario sobre el cual es posible marcar el centro esperado de una lıneasobre un espectro esto permite adquirir los valores de λ centro de lınea FWHM ancho equivalente yflujo de las lıneas tanto de emision como de absorcion

41 REDUCCION 30 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

0

2eminus13

4eminus13

6eminus13

8eminus13

λ[Å]4000 5000 6000

Zona I

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

0

2eminus16

4eminus16

6eminus16

8eminus16

1eminus15

12eminus15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona II

(a) (b)

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

minus2eminus16

minus1eminus16

0

1eminus16

2eminus16

3eminus16

4eminus16

λ[Å]3000 4000 5000 6000 7000

Zona III

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

0

5eminus14

1eminus13

15eminus13

2eminus13

25eminus13

3eminus13

35eminus13

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona IV

(c) (d)

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

minus1eminus16

0

1eminus16

2eminus16

3eminus16

4eminus16

5eminus16

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona V

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

2eminus17

4eminus17

6eminus17

8eminus17

1eminus16

12eminus16

λ[Å]4000 5000 6000 7000

ZonaVI

(e) (f)

Figura 43 Espectros reducidos del visible para NGC6240 (a) Zona I (b) Zona II (c)Zona III (d) Zona IV (e) Zona V (f) Zona VI

41 REDUCCION 31 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

42 Caracterizacion

Los espectros de las zonas I y IV son caracterizados por los valores de λ centro de lıneaFWHM ancho equivalente y flujo de las lıneas de absorcion y emision los cuales se puedenobservar en las tablas 42 y 43 para cada zona respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259856 141934 121105 932365

He I lowast 3820000 38243220 240649 -368885 -331320

[Ne III] 3868760 38665283 196365 960760 849525

K-Ca II lowast 3933000 39298906 825863 -438132 -378235

H-Ca II lowast 3968000 39671277 970000 -270968 -230588

He I 4026000 40302915 870264 207639 172326

[S II] 4068600 40671338 613711 167254 136787

Fe II 4178862 41774009 188631 0157450 0123046

Hδ 4101740 41114917 365668 0608985 0489181

Hγ 4340471 43366045 920191 176589 128710

Hβ 4861300 48590737 156186 132648 538800

[O III] 4958900 49586538 303193 112192 394091

[ OIII] 5006840 50054878 217619 263052 856364

C-C lowast 5165000 51681416 204788 -181874 -0543207

Fe II 5197570 51986562 182212 770700 227194

Na-I(D) lowast 5892000 58881143 119381 -971280 -202980

[O I] 6300304 62998452 208984 297493 540325

[O I] 6363776 63638130 213094 886981 157329

[N II] 6548050 65467163 236476 372079 629095

Hα 6562819 65614551 236476 988640 172153

[N II] 6583460 65830864 236476 950283 194036

[S II] 6716440 67180718 184565 402939 743104

[S II] 6730810 67330210 184565 288223 514382lowast Lınea de absorcion

Cuadro 42 Lıneas identificadas en la Zona I de NGC6240

En la caracterizacion de las dos zonas sobresale una significativa emision de Hβ [OIII]5007A Hα y [NII] 6585A asociadas a la formacion estelar o actividad del nucleo galacticoTambien es posible observar la presencia de lıneas de emision de HeI [OI] en conjuntocon la serie de Balmer Ası mismo fue posible medir la lınea de emision [OII] en 3727Ajunto con las lıneas de H-Ca K-Ca

42 CARACTERIZACION 32 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3728815 37295811 139871 980735 752002

[Ne III] 3868760 38702319 202032 129640 988668

K-Ca II lowast 3933000 39331504 649803 -303453 -241752

H-Ca II lowast 3968000 39680195 689754 -287500 -234462

G-banda lowast 4301000 43048105 301566 -703450 -553622

Hγ 4340471 43404194 808685 104001 0771791

Hβ 4861300 48625376 157743 105704 477370

[O III] 4958900 49602510 204316 867190 374412

[O III] 5006840 50088350 156499 203541 858706

C-C lowast 5165000 51694761 221025 -478236 -186147

[O I] 6300304 62999092 223367 346819 593403

[O I] 6363776 63637612 260837 125170 209970

[N II] 6548050 65507192 180655 374786 791877

Hα 6562819 65663501 180655 788344 165570

[N II] 6583460 65867407 180655 101594 211693

[S II] 6716440 67188540 132432 320833 634206

[S II] 6730810 67328965 185795 414013 81368lowast Lınea de absorcion

Cuadro 43 Lıneas identificadas en la Zona IV de NGC6240

42 CARACTERIZACION 33 Marıa E Rojas A

CAPITULO 5

Espectroscopıa Sintetica

Ajustada la sintesis de poblacion estelar inherente al codigo Starlight se estudio la galaxiaNGC6240 y se obtuvieron propiedades fısicas tales como la composicion estelar a lo largode la historia de la formacion estelar de la galaxia bajo la biblioteca de Bruzual y Char-lot (2003) parametros cineticos como extincion por polvo AV y el vector de poblacionestelar en terminos de una fraccion de luz(xj) obtenidos con la interprestacion del porcen-taje de formacion estelar sintetica y las caracterısticas de las lıneas de absorcion obtenidas

51 Sıntesis espectral

Con el fin de encontrar la sintesis de la poblacion estelar de los dos nucleos del sistema encolision NGC6240 se ejecuto el codigo Starlight para las zonas en las que era posible vi-sualizar la regiones centrales de cada nucleo zonas I y IV Con estos espectros de entradase ejecutaron las combinaciones lineales de la base de Bruzual y Charlot (2003) para lasmetalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z individualmente con esto se identificaron laspoblaciones estelares que contribuıan en la reproduccion sintetica de cada zona Con baseen estos resultados parciales finalmente se construyo la base que mejor representa cadazona respectivamente Esta contiene 200 poblaciones estelares con edades entre 2 times 106

y 13times1010 anos resolucion de 3A en un rango de 3200A a 9500A con metalicidades de02Z 04Z 1Z y 25Z rutas evolutivas de Padova 1994 libreria STELIB y funcionmasa inicial de Chabrier (2003)

La busqueda del mejor ajuste entre el espectro de entrada y el espectro de salida se centroen disminuir al maximo el valor de la relacion [chi2Nleff ] la cual relaciona el valor delχ2 de cada valor de λ Otro valor que se tuvo en cuenta fue la desviacion media porcentual

34

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

de todos los pıxeles con relacion al espectro de entrada [adev( )] los mejores valores seregistraron en la tabla 51

Parametro Zona I Zona IV

[chi2Nleff ] 137545 113193

[adev( )] 638644 446156

Cuadro 51 Calidad del ajuste de Starlight

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

Figura 51 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral I de NGC6240 (trazo negro)

Los espectros de la formacion estelar logrados con este ajuste se muestran en las figuras51 y 52 en donde el trazo rojo representa la formacıon estelar asociada al espectro deentrada representado con el trazo negro de las zonas I y IV respectivamente

En estas figuras se puede observar una componente de absorcion sintetica por cada lıneade emision observada del espectro de entrada como es el caso de las lıneas en la longitudde onda de 3740A 3796A 3837A 3887A 3933A 3969A 4098A 4338A 4100A 4339A4860A 6548A las cuales corresponde a transiciones electronicas conocidas y definidas enel cuadro 11

51 SINTESIS ESPECTRAL 35 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

ObservadoSinteacutetico

Figura 52 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral IV de NGC6240 (trazo negro)

51 SINTESIS ESPECTRAL 36 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

52 Sustraccion espectral

Un vez definida la formacion estelar de cada una de la zonas espectrales se realizo unasustraccion de la formacion estelar asociada a cada zona con el fin de descontaminar elespectro de emision del nucleo activo filtrando ası un espectro de mejores caracterısticasel cual es posible observar en el trazo azul de las figuras 53 y 54

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 53 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral I de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral I de NGC6240 (negro)obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z(b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 37 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 54 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral VI de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral IV de NGC6240(negro) obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Zy 25Z (b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 38 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

53 Caracterizacion espectral

Cada uno de los espectros se caracterizo con la identificacion de todas las lıneas de emisionpresentes en ellas una vez realizada la sustraccion mediante un ajuste de tipo gaussianodefinido en un continuo aleatorio en el software LINER siendo posible obtener el centrode lınea el ancho total a la mitad de la altura (FWHM) y el flujo total visualizados enlas tablas 53 y 53 para las zonas I y IV respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259714 145056 273839 953139

H11 3770630 37686479 440904 425545 149716

H10 3797898 37960681 401993 326624 112110

H9 3835384 38334482 367421 376538 124836

[Ne III] 3868760 38685388 179806 168928 541474

K Ca-II lowast 3933000 39294148 131932 -206818 -623528

H Ca-II 3968000 39691155 446669 468596 135456

He I 4026000 40263750 264590 900988 244257

[S II] 4068600 40721025 240745 173767 446216

Hδ 4101740 40978579 169919 276703 688289

Hγ 4340471 43382275 130266 353231 612874

Hβ 4861300 48594336 151258 -677140 792772

[O III] 4958900 49571484 182238 -129678 227669

[O III] 5006840 50056445 189935 -360470 737521

Fe II 5197570 51990830 217043 -909013 291244

[O I] 6300304 62998164 236848 -365105 644235

[O I] 6363776 63634268 280102 -542065 239085

[NII] 6548050 65466426 250518 -330128 652055

Hα 6562819 65614375 250518 -114643 186725

[N II] 6583460 65836201 250518 -195511 214778

[S II] 6716440 67192485 222886 -472177 102774

[S II] 6730810 67358408 222886 -280570 502474lowast Lınea de absorcion

Cuadro 52 Lıneas de Emision Zona I de NGC6240

531 Clasificacion de NGC6240

Para clasificar a NGC6240 entre los tipos de nucleo activo descritos en la literatura seutilizo las razones de flujo para la ubicacion de este sistema en el diagrama BPT (Bald-win Phillips amp Terlevich 1981) descrito en Cid Fernandes et al (2010) como la mejorseparacion entre galaxias tipo Seyfert LINER y de formacion estelar fuerte mediante la

53 CARACTERIZACION ESPECTRAL 39 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[ O I] 3726032 37296033 143969 -221934 787713

[Ne III] 3868760 38706140 118089 -233171 399531

K Ca-II lowast 3933000 39330952 120923 341232 -383848

S II 4076349 40792864 693475 913706 854107

Hδ 4101742 41004019 936462 679737 301683

Fe II lowast 4303176 43052456 192020 -119689 -283858

Hγ 4340471 43394087 100879 155567 419237

Hβ 4861300 48617803 144197 -647377 680787

[O III] 4958900 49606152 172003 -194691 316305

[O III] 5006840 50090156 161854 -479744 914152

[O I] 6300304 63029087 178476 -155210 621454

[O I] 6363776 63667563 189027 334244 199334

[N II] 6548050 65512285 184697 -152528 896611

Hα 6562819 65665557 184697 -1004495E+06 173249

[N II ] 6583460 65869326 184697 711567 217207

[S II] 6716440 67182754 122346 -459232 516263

[S II] 6730810 67316655 212515 -152349 100130lowast Lınea de absorcion

Cuadro 53 Lıneas de Emision Zona IV de NGC6240

relacion de los flujos de las lıneas de emision de Hα Hβ [NII]λ6584 y [OIII]λ5007 enlog([NII]λ6584 Hα) y log([OIII]λ5007Hβ) que para el caso de la region VI es

log([NII]λ6584 Hα) =020

y

log([OIII]λ5007 Hβ) =-028

lo que ubica a NGC6240 en el diagrama BPT dentro de las galaxia tipo LINER en con-cordancia con el catalogo de Veron-Cetty de (2006)

54 Propiedades fısicas de NGC6240

Los parametros derivados del mejor modelo de la sıntesis permiten adicionalmente calcu-lar y encontrar algunas propiedades fısicas de la galaxia tabla 54 A partir de cada unode estos parametros fue posible asociar las siguientes propiedades

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 40 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Parametro Definicion Zona I Zona IV

[summinus of minus xj( )] Vector de poblacion estelar 9422336 9897032

[Miniminus tot] Fraccion de masa 846570E+02 706677E+03

[Mcor minus tot] Logaritmo de la masa estelar [M] 613714E+02 363687E+03

[v0minusmin(kms)] -11323 -13292

[vdminusmin(kms)] 4700 8439

[AV minusmin(mag)] Atenuacion del polvo [magnitud] -10000 -10000

Cuadro 54 Calidad del ajuste de Starlight

Zona OSP IPS YPS

I 0 176488 765745

IV 06582 355544 614753

Cuadro 55 Porcentaje de formacion estelar sintetica de NGC6240 poblacion estelar joven(YSPs) t le 0 1 Giga anos poblacion estelar con edad intermedia (ISP) 0 1 lt tISP le 2Giga anos la poblacion estelar con edad superior (OSP) 125 Giga ano Rodrıguez ZaurınJ et al (2008)

EdadLa interpretacion del termino [summinus of minus xj( )] vector poblacion xj discutido enla seccion 31 permitio clasificar la poblacion estelar sintetica en i poblacion estelarjoven (YSPs) con componentes estelares de edad t le 0 1 Giga ano ii poblacionestelar con edad intermedia (ISP) con componentes de edad entre 0 1 lt tISP le 2Giga ano y iii poblacion estelar con edad superior (OSP) con componentes de edadmayor que 12 5 Giga ano Rodrıguez Zaurın J et al (2008) Es entonces como alrealizar un tabulacion de este vector en la sıntesis de NGC6240 se puede concluirque mas del 60 de la poblacion estelar corresponde a poblacion estelar joven elporcentaje de cada componente segun la zona se especifica en la cuadro 55

MetalicidadEl porcentaje de las metalicidades empleadas para reproducir el sistema NGC6240fueron tabulados en el cuadro 56 Se puede concluir que existe una contribucion depoblacion estelar de tipo frıo K o M ya que la metalicidad de este tipo de poblacioneses aproximadamente cero mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para lazona IV pertenecen a poblaciones mas calientes de tipo espectral O y M

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 41 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Zona 02Z( ) 04Z( ) 1Z( ) 25Z( )

I 219 3618 5583 00002

IV 1289 4501 4105 0

Cuadro 56 Porcentaje de la metalicidad media en la sıntesis de NGC6240

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 42 Marıa E Rojas A

CAPITULO 6

Conclusiones

Del mapeo de la galaxia NGC 6240 se logro extraer un espectro de buenas caracte-rısticas correspondiente a las zonas I y IV las cuales responden a las zonas espacialesde los nucleos de la galaxia mientras que para las demas zonas es necesario aunrealizar algunas reducciones con mayor detalle para lograr ası eliminar el alto ruidopresente en los espectros

Sobre los espectros espacialmente definidos se realizo una extraccion que permitioidentificar las lıneas de emision y absorcion presente en la zonas I y IV

Con base en la combinacion de las bases de poblaciones estelares de Bruzual GCharlot S (2003) se construyo un espectro sintetico de buenas caracterısticas conla ejecucion de Spectral Synthesis Code -Starlight Cid Fernandes R (2005) en laszonas I y IV

Se realizo una sustraccion entre el espectro observado y el espectro sintetico a fin deeliminar la componente de absorcion asociada con la formacion estelar reproducidacon el espectro sintetico obtenido dando origen a una tabla de flujos reales de lıneasde emision que no habıan sido posible medir debido a la superposicion de las lıneasde absorcion asociadas a la actividad de formacion estelar de la galaxia huesped

La poblacion estelar presente en el espectro sintetico de NGC 6240 segun la literaturade Rodrıguez Zaurın J (2008) es una poblacion estelar joven con edades entret le 0 1 Giga ano con un porcentaje del 765745 en la zona I y 614753 enla zona IV La poblacion estelar con edad intermedia entre 0 1 lt tISP le 2 Gigaano presentan un porcentaje mas bajo del 176488 y 355544 en las zonas I yIV respectivamente Mientras que la poblacion estelar mayor de 125 Giga ano notienen asociado ningun porcentaje en la contribucion del espectro sintetico

43

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Existe una poca contribucion de poblacion estelar de tipo frıo K o M en NGC6240ya que la metalicidad de este tipo de poblaciones es aproximadamente cero en lasıntesis espectral mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para la zona IVpertenecen a poblaciones jovenes de tipo espectral O y M

44 Marıa E Rojas A

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45

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BIBLIOGRAFIA 50 Marıa E Rojas A

CAPITULO 7

Anexos

SSP Edad [anos] Z Mstar

bc2003-hr-m42-chab-ssp-032spec 000174e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-034spec 000191e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-051spec 000417e9 000400 09666

bc2003-hr-m42-chab-ssp-052spec 000437e9 000400 09622

bc2003-hr-m42-chab-ssp-053spec 000457e9 000400 09579

bc2003-hr-m42-chab-ssp-054spec 000479e9 000400 09534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-055spec 000501e9 000400 09488

bc2003-hr-m42-chab-ssp-070spec 001000e9 000400 08862

bc2003-hr-m42-chab-ssp-073spec 001148e9 000400 08752

bc2003-hr-m42-chab-ssp-074spec 001202e9 000400 08716

bc2003-hr-m42-chab-ssp-075spec 001259e9 000400 08680

bc2003-hr-m42-chab-ssp-076spec 001318e9 000400 08644

bc2003-hr-m42-chab-ssp-077spec 001380e9 000400 08608

bc2003-hr-m42-chab-ssp-078spec 001445e9 000400 08571

bc2003-hr-m42-chab-ssp-079spec 001514e9 000400 08534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-080spec 001585e9 000400 08501

bc2003-hr-m42-chab-ssp-081spec 001660e9 000400 08469

bc2003-hr-m42-chab-ssp-082spec 001738e9 000400 08436

Continua en la pagina siguiente

51

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m42-chab-ssp-084spec 001905e9 000400 08369

bc2003-hr-m42-chab-ssp-087spec 002188e9 000400 08269

bc2003-hr-m42-chab-ssp-088spec 002291e9 000400 08237

bc2003-hr-m42-chab-ssp-112spec 006405e9 000400 07525

bc2003-hr-m42-chab-ssp-113spec 007187e9 000400 07446

bc2003-hr-m42-chab-ssp-114spec 008064e9 000400 07366

bc2003-hr-m42-chab-ssp-115spec 009048e9 000400 07287

bc2003-hr-m42-chab-ssp-116spec 010152e9 000400 07207

bc2003-hr-m42-chab-ssp-117spec 011391e9 000400 07130

bc2003-hr-m42-chab-ssp-118spec 012780e9 000400 07064

bc2003-hr-m42-chab-ssp-119spec 014340e9 000400 06997

bc2003-hr-m42-chab-ssp-120spec 016090e9 000400 06930

bc2003-hr-m42-chab-ssp-121spec 018053e9 000400 06863

bc2003-hr-m42-chab-ssp-122spec 020256e9 000400 06800

bc2003-hr-m42-chab-ssp-123spec 022727e9 000400 06738

bc2003-hr-m42-chab-ssp-124spec 025500e9 000400 06676

bc2003-hr-m42-chab-ssp-125spec 028612e9 000400 06613

bc2003-hr-m42-chab-ssp-126spec 032103e9 000400 06550

bc2003-hr-m42-chab-ssp-127spec 036020e9 000400 06486

bc2003-hr-m42-chab-ssp-128spec 040415e9 000400 06427

bc2003-hr-m42-chab-ssp-129spec 045347e9 000400 06370

bc2003-hr-m42-chab-ssp-130spec 050880e9 000400 06313

bc2003-hr-m42-chab-ssp-131spec 057088e9 000400 06256

bc2003-hr-m42-chab-ssp-132spec 064054e9 000400 06197

bc2003-hr-m42-chab-ssp-133spec 071870e9 000400 06140

bc2003-hr-m42-chab-ssp-134spec 080640e9 000400 06082

bc2003-hr-m42-chab-ssp-135spec 090479e9 000400 06024

bc2003-hr-m42-chab-ssp-201spec 1500000e9 000400 04919

bc2003-hr-m42-chab-ssp-204spec 1575000e9 000400 04915

bc2003-hr-m42-chab-ssp-214spec 1825000e9 000400 04875

bc2003-hr-m42-chab-ssp-218spec 1925000e9 000400 04872

bc2003-hr-m52-chab-ssp-031spec 000166e9 000800 10000

Continua en la pagina siguiente

52 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-032spec 000174e9 000800 10000

bc2003-hr-m52-chab-ssp-034spec 000191e9 000800 10000

bc2003-hr-m52-chab-ssp-051spec 000417e9 000800 09645

bc2003-hr-m52-chab-ssp-052spec 000437e9 000800 09599

bc2003-hr-m52-chab-ssp-054spec 000479e9 000800 09496

bc2003-hr-m52-chab-ssp-055spec 000501e9 000800 09443

bc2003-hr-m52-chab-ssp-070spec 001000e9 000800 08827

bc2003-hr-m52-chab-ssp-073spec 001148e9 000800 08725

bc2003-hr-m52-chab-ssp-074spec 001202e9 000800 08691

bc2003-hr-m52-chab-ssp-075spec 001259e9 000800 08657

bc2003-hr-m52-chab-ssp-076spec 001318e9 000800 08622

bc2003-hr-m52-chab-ssp-077spec 001380e9 000800 08587

bc2003-hr-m52-chab-ssp-078spec 001445e9 000800 08552

bc2003-hr-m52-chab-ssp-079spec 001514e9 000800 08517

bc2003-hr-m52-chab-ssp-080spec 001585e9 000800 08485

bc2003-hr-m52-chab-ssp-081spec 001660e9 000800 08453

bc2003-hr-m52-chab-ssp-082spec 001738e9 000800 08420

bc2003-hr-m52-chab-ssp-083spec 001820e9 000800 08387

bc2003-hr-m52-chab-ssp-084spec 001905e9 000800 08354

bc2003-hr-m52-chab-ssp-087spec 002188e9 000800 08256

bc2003-hr-m52-chab-ssp-088spec 002291e9 000800 08226

bc2003-hr-m52-chab-ssp-112spec 006405e9 000800 07527

bc2003-hr-m52-chab-ssp-113spec 007187e9 000800 07451

bc2003-hr-m52-chab-ssp-114spec 008064e9 000800 07376

bc2003-hr-m52-chab-ssp-115spec 009048e9 000800 07301

bc2003-hr-m52-chab-ssp-116spec 010152e9 000800 07226

bc2003-hr-m52-chab-ssp-117spec 011391e9 000800 07150

bc2003-hr-m52-chab-ssp-118spec 012780e9 000800 07088

bc2003-hr-m52-chab-ssp-119spec 014340e9 000800 07026

bc2003-hr-m52-chab-ssp-120spec 016090e9 000800 06963

bc2003-hr-m52-chab-ssp-121spec 018053e9 000800 06900

bc2003-hr-m52-chab-ssp-122spec 020256e9 000800 06838

Continua en la pagina siguiente

53 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-123spec 022727e9 000800 06781

bc2003-hr-m52-chab-ssp-124spec 025500e9 000800 06723

bc2003-hr-m52-chab-ssp-125spec 028612e9 000800 06665

bc2003-hr-m52-chab-ssp-126spec 032103e9 000800 06607

bc2003-hr-m52-chab-ssp-127spec 036020e9 000800 06548

bc2003-hr-m52-chab-ssp-128spec 040415e9 000800 06490

bc2003-hr-m52-chab-ssp-129spec 045347e9 000800 06434

bc2003-hr-m52-chab-ssp-130spec 050880e9 000800 06377

bc2003-hr-m52-chab-ssp-131spec 057088e9 000800 06318

bc2003-hr-m52-chab-ssp-132spec 064054e9 000800 06266

bc2003-hr-m52-chab-ssp-133spec 071870e9 000800 06205

bc2003-hr-m52-chab-ssp-134spec 080640e9 000800 06145

bc2003-hr-m52-chab-ssp-135spec 090479e9 000800 06086

bc2003-hr-m52-chab-ssp-201spec 1500000e9 000800 04936

bc2003-hr-m52-chab-ssp-204spec 1575000e9 000800 04935

bc2003-hr-m52-chab-ssp-214spec 1825000e9 000800 04887

bc2003-hr-m52-chab-ssp-218spec 1925000e9 000800 04882

bc2003-hr-m62-chab-ssp-031spec 000166e9 002000 10000

bc2003-hr-m62-chab-ssp-032spec 000174e9 002000 10000

bc2003-hr-m62-chab-ssp-034spec 000191e9 002000 09996

bc2003-hr-m62-chab-ssp-051spec 000417e9 002000 09535

bc2003-hr-m62-chab-ssp-052spec 000437e9 002000 09482

bc2003-hr-m62-chab-ssp-054spec 000479e9 002000 09384

bc2003-hr-m62-chab-ssp-055spec 000501e9 002000 09342

bc2003-hr-m62-chab-ssp-070spec 001000e9 002000 08751

bc2003-hr-m62-chab-ssp-071spec 001047e9 002000 08716

bc2003-hr-m62-chab-ssp-072spec 001096e9 002000 08680

bc2003-hr-m62-chab-ssp-073spec 001148e9 002000 08644

bc2003-hr-m62-chab-ssp-074spec 001202e9 002000 08608

bc2003-hr-m62-chab-ssp-075spec 001259e9 002000 08572

bc2003-hr-m62-chab-ssp-076spec 001318e9 002000 08535

bc2003-hr-m62-chab-ssp-077spec 001380e9 002000 08503

Continua en la pagina siguiente

54 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-078spec 001445e9 002000 08472

bc2003-hr-m62-chab-ssp-079spec 001514e9 002000 08440

bc2003-hr-m62-chab-ssp-081spec 001660e9 002000 08375

bc2003-hr-m62-chab-ssp-082spec 001738e9 002000 08342

bc2003-hr-m62-chab-ssp-084spec 001905e9 002000 08276

bc2003-hr-m62-chab-ssp-087spec 002188e9 002000 08189

bc2003-hr-m62-chab-ssp-088spec 002291e9 002000 08159

bc2003-hr-m62-chab-ssp-112spec 006405e9 002000 07502

bc2003-hr-m62-chab-ssp-113spec 007187e9 002000 07429

bc2003-hr-m62-chab-ssp-114spec 008064e9 002000 07360

bc2003-hr-m62-chab-ssp-115spec 009048e9 002000 07291

bc2003-hr-m62-chab-ssp-116spec 010152e9 002000 07221

bc2003-hr-m62-chab-ssp-117spec 011391e9 002000 07150

bc2003-hr-m62-chab-ssp-118spec 012780e9 002000 07093

bc2003-hr-m62-chab-ssp-119spec 014340e9 002000 07036

bc2003-hr-m62-chab-ssp-120spec 016090e9 002000 06978

bc2003-hr-m62-chab-ssp-121spec 018053e9 002000 06920

bc2003-hr-m62-chab-ssp-122spec 020256e9 002000 06862

bc2003-hr-m62-chab-ssp-123spec 022727e9 002000 06808

bc2003-hr-m62-chab-ssp-124spec 025500e9 002000 06754

bc2003-hr-m62-chab-ssp-125spec 028612e9 002000 06700

bc2003-hr-m62-chab-ssp-126spec 032103e9 002000 06646

bc2003-hr-m62-chab-ssp-127spec 036020e9 002000 06592

bc2003-hr-m62-chab-ssp-128spec 040415e9 002000 06538

bc2003-hr-m62-chab-ssp-129spec 045347e9 002000 06484

bc2003-hr-m62-chab-ssp-130spec 050880e9 002000 06430

bc2003-hr-m62-chab-ssp-131spec 057088e9 002000 06376

bc2003-hr-m62-chab-ssp-132spec 064054e9 002000 06322

bc2003-hr-m62-chab-ssp-133spec 071870e9 002000 06265

bc2003-hr-m62-chab-ssp-134spec 080640e9 002000 06209

bc2003-hr-m62-chab-ssp-135spec 090479e9 002000 06152

bc2003-hr-m62-chab-ssp-201spec 1500000e9 002000 04999

Continua en la pagina siguiente

55 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-204spec 1575000e9 002000 04991

bc2003-hr-m62-chab-ssp-214spec 1825000e9 002000 04946

bc2003-hr-m62-chab-ssp-218spec 1925000e9 002000 04941

bc2003-hr-m72-chab-ssp-031spec 000166e9 005000 09918

bc2003-hr-m72-chab-ssp-032spec 000174e9 005000 09933

bc2003-hr-m72-chab-ssp-034spec 000191e9 005000 09890

bc2003-hr-m72-chab-ssp-051spec 000417e9 005000 09299

bc2003-hr-m72-chab-ssp-052spec 000437e9 005000 09260

bc2003-hr-m72-chab-ssp-054spec 000479e9 005000 09186

bc2003-hr-m72-chab-ssp-055spec 000501e9 005000 09147

bc2003-hr-m72-chab-ssp-070spec 001000e9 005000 08524

bc2003-hr-m72-chab-ssp-071spec 001047e9 005000 08491

bc2003-hr-m72-chab-ssp-072spec 001096e9 005000 08459

bc2003-hr-m72-chab-ssp-073spec 001148e9 005000 08427

bc2003-hr-m72-chab-ssp-074spec 001202e9 005000 08393

bc2003-hr-m72-chab-ssp-075spec 001259e9 005000 08360

bc2003-hr-m72-chab-ssp-076spec 001318e9 005000 08326

bc2003-hr-m72-chab-ssp-077spec 001380e9 005000 08292

bc2003-hr-m72-chab-ssp-078spec 001445e9 005000 08262

bc2003-hr-m72-chab-ssp-079spec 001514e9 005000 08233

bc2003-hr-m72-chab-ssp-081spec 001660e9 005000 08174

bc2003-hr-m72-chab-ssp-082spec 001738e9 005000 08143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-084spec 001905e9 005000 08081

bc2003-hr-m72-chab-ssp-087spec 002188e9 005000 07990

bc2003-hr-m72-chab-ssp-088spec 002291e9 005000 07958

bc2003-hr-m72-chab-ssp-112spec 006405e9 005000 07345

bc2003-hr-m72-chab-ssp-113spec 007187e9 005000 07278

bc2003-hr-m72-chab-ssp-114spec 008064e9 005000 07211

bc2003-hr-m72-chab-ssp-115spec 009048e9 005000 07144

bc2003-hr-m72-chab-ssp-116spec 010152e9 005000 07092

bc2003-hr-m72-chab-ssp-117spec 011391e9 005000 07039

bc2003-hr-m72-chab-ssp-118spec 012780e9 005000 06985

Continua en la pagina siguiente

56 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m72-chab-ssp-119spec 014340e9 005000 06930

bc2003-hr-m72-chab-ssp-120spec 016090e9 005000 06876

bc2003-hr-m72-chab-ssp-121spec 018053e9 005000 06823

bc2003-hr-m72-chab-ssp-122spec 020256e9 005000 06771

bc2003-hr-m72-chab-ssp-123spec 022727e9 005000 06720

bc2003-hr-m72-chab-ssp-124spec 025500e9 005000 06669

bc2003-hr-m72-chab-ssp-125spec 028612e9 005000 06618

bc2003-hr-m72-chab-ssp-126spec 032103e9 005000 06566

bc2003-hr-m72-chab-ssp-127spec 036020e9 005000 06514

bc2003-hr-m72-chab-ssp-128spec 040415e9 005000 06461

bc2003-hr-m72-chab-ssp-129spec 045347e9 005000 06410

bc2003-hr-m72-chab-ssp-130spec 050880e9 005000 06356

bc2003-hr-m72-chab-ssp-131spec 057088e9 005000 06302

bc2003-hr-m72-chab-ssp-132spec 064054e9 005000 06253

bc2003-hr-m72-chab-ssp-133spec 071870e9 005000 06196

bc2003-hr-m72-chab-ssp-134spec 080640e9 005000 06143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-135spec 090479e9 005000 06088

bc2003-hr-m72-chab-ssp-201spec 1500000e9 005000 04972

bc2003-hr-m72-chab-ssp-204spec 1575000e9 005000 04960

bc2003-hr-m72-chab-ssp-214spec 1825000e9 005000 04924

bc2003-hr-m72-chab-ssp-218spec 1925000e9 005000 04908

Cuadro 71 Base N

57 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

3416 3436 [Ne v] 34260

3718 3735 [O II] 37260

3720 3737 [O II] 37288

3796 3802 H10 37979

3833 3841 H90 38354

3862 3871 [Ne III] 38691

3882 3891 H8 HeI 38890

3961 3973 [Ne III] 39678

3961 3974 Hε 39701

4024 4030 He I 40262

4067 4070 [S II] 40686

4095 4107 Hδ 41017

4332 4346 Hγ 43405

4469 4475 He I 44715

4854 4868 Hβ 48613

4947 4968 [O III] 49589

4998 5019 [O III] 50068

5009 5022 He I 50157

5156 5164 [Fe VII] 51584

5193 5202 [N I] 51991

5267 5274 [Fe III] 52704

5868 5883 He I 58756

6296 6303 [O I] 63003

6303 6315 [S III] 63121

6355 6372 [O I] 63638

6538 6591 [N II] 65480

6547 6576 Hα 65628

6575 6591 [N II] 65835

6667 6681 He I 66782

6710 6743 [S II] 67164

6718 6743 [S II] 67308

7061 7072 He I 70652

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58 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

7125 7142 [Ar III] 71358

7315 7329 [O II] 73195

7320 7335 [O II] 73302

6845 6945 BC03 lowastlowast7165 7210 BC03 lowastlowast7550 7725 BC03 lowastlowast5880 5906 NaD 5890 lowast lowast lowast9059 9079 [S III] 90690

lowast Lınea de emision

lowastlowast Region en la problematica Bruzual y Charlot (2003)

lowast lowast lowast Absorcion del medio interestelar en 5896A

Cuadro 72 Mascara General desarrollada por NataliaVale Asari (2005) para Starlight

59 Marıa E Rojas A

  • Acroacutenimos
  • Introduccioacuten
  • Fundamentos de Espectroscopiacutea
    • Fundamentos
    • Espectros Astrofiacutesicos
    • Nuacutecleos Activos de Galaxias
      • Sistema NGC6240
      • Sistema NGC6240
      • Coacutedigo de Siacutentesis Espectral
        • Modelo Fiacutesico - Matemaacutetico
        • Modelo Computacional
        • Bases Espectrales
          • Construccioacuten de una Poblacioacuten Estelar Simple (SSPs)
          • Modelos de Poblaciones Estelares Simples
              • Extraccioacuten y Anaacutelisis de Espectros
                • Reduccioacuten
                • Caracterizacioacuten
                  • Espectroscopiacutea Sinteacutetica
                    • Siacutentesis espectral
                    • Sustraccioacuten espectral
                    • Caracterizacioacuten espectral
                      • Clasificacioacuten de NGC6240
                        • Propiedades fiacutesicas de NGC6240
                          • Conclusiones
                            • Bibliografiacutea
                              • Anexos
Page 32: Espectroscop a estelar sint etica, aplicaciones astrof sicas · con modelos estelares que siguen una l nea de tiempo, producidos por la combinacion de bibliotecas de evolucion estelar,

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Z(tprime) ley de enriquecimiento quımico

si se tiene una nube de gas con formacion estelar donde despues de un tiempo de vidat se tienen varias estrellas de distintas masas con edad tprime se debe satisfacer la relaciontprime le t ya que las estrellas no pueden ser mayores que el sistema Sin embargo las estre-llas con edades tprime nacieron en un tiempo t minus tprime donde la tasa de formacion estelar y elenriquecimiento quımico son diferentes de las actuales

El numero de estrellas con edad entre tprime y tprime+dtprime y masas entre m y m+dm en un tiempot esta dada por

dN(t) = Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdtprime (38)

Si la metalicidad esta dada por Z(tminus tprime) la suma de los espectros de las estrellas de edadentre tprime y tprime + dtprime y de masas entre m y m+ dm en el tiempo t es

I total(λm tprime Z(tminus tprime)) = I(λm t

prime Z(tminus tprime))times dN(t)

I total(λm tprime Z(tminus tprime)) = I(λm t

prime Z(tminus tprime))Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdtprime (39)

El espectro total en el tiempo t teniendo en cuenta todas las estrellas con masas entre ellımite inferior de las masas estelares (Mupp) y el lımite superior de masas estelares (Mlow)es

I(λ t) =

int t

0

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(tminus tprime))Ψ(tminus tprime)φ(m)dmdt

prime (310)

Esta es la ecuacion general para crear un espectro l(λ t) de poblaciones estelares sujetoa una tasa de formacion estelar y a un enriquecimiento quımico determinado Por tantopara formar una poblacion estelar simple con una metalicidad Z y una edad t bien definidasolamente es necesario establecer Ψ(tminus tprime) como

Ψ(tminus tprime) = C times δ(tminus tprime) (311)

donde C es una constante de dimensiones [C] equiv [M] y δ(t minus tprime) equiv [anominus1] Luego laecuacion 310 se reemplaza por

I(λ t) =

int t

0

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(tminus tprime))Cδ(tminus tprime)φ(m)dmdt

prime (312)

Por tanto el espectro con una metalicidad definida en un tiempo tprime = 0 es

I(λ t) = C

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(0))φ(m)dm (313)

Con una poblacion estelar simple es posible generar los elementos de la base a partir dela ecuacion 313 como

33 BASES ESPECTRALES 22 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

L(λ t Z(0)) =I(λ t)

C

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(0))φ(m)dm (314)

L(λ t Z(0)) puede ser llamado Lj(λ) cuando t = tj y Z(0) = Zj con unidades [Lminus1Mminus1

]Por lo tanto el termino Lj(λ) se puede expresar como

Lj(λ) asympsumi

I(mi tj Z(j))φ(mi)∆mi donde τ(mi) le tj (315)

indicando que para calcular Lj(λ) se suman los espectros individuales de estrellas de unabiblioteca estelar dada a lo largo de una edad tj y metalicidad Zj por una funcion de masainicial

332 Modelos de Poblaciones Estelares Simples

Los espectros de las estrellas Lj(λ) se agrupan en diferentes modelos de poblaciones es-telares simples (SSPs) difiriendo en el conjunto de bibliotecas estelares y requerimientosevolutivos pero todos utilizan la funcion de masa de Chabrier (2003)

Υ(logm) prop

exp[minus

(logm minus logmc)2

2σ2

] si m le 1M

mminus13 si m gt 1M

(316)

con mc = 0008 y σ = 0069 Esta funcion de masa indica la cantidad de estrellas en unintervalo logarıtmico de masa 2

Los modelos utilizados son

STELIB (Stellar Library) contiene 249 estrellas observadas entre 3200A - 9500A yresolucion espectral de 3A (Le Borgne et al 2003)

2 podemos reemplazar φ(m) con la condicion de normalizacionint Mupp

Mlow

mΥ(logm)d logm = 1 (317)

con d logm

dm= 1

m ln 10 = d logm

dm= log e

m tenemos

log e

int Mupp

Mlow

Υ(logm)dm =

int Mupp

Mlow

mφ(m)dm = 1 (318)

por tanto

φ(m) = log eΥ(logm)

m (319)

33 BASES ESPECTRALES 23 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Nombre Metalicidad [Z] Fuente

Padova 1994 0001ndash 010 Alongi et al (1993)

Bressan et al (1993)

Fagotto et al (1994a)

Fagotto et al (1994b)

Girardi et al (1996)

Padova 2000 00004 ndash003 Girardi et al (2000)

Geneva 002 Schaller et al (1992)

Charbonnel et al (1996)

Charbonnel et al (1999)

Cuadro 31 Trayectorias Evolutivas usadas en BC03 Fuente BC03

MILES (A Medium Resolution INT Library of Empirical Spectra) Contiene 985estrellas observadas entre 3200A - 7500A y resolucion media de 23A (Sanchez-Blazquez et al 2006)

Granada contiene 1654 espectros estelares compuestos con modelos de atmosferaestelar entre 3000A - 7000A y resolucion espectral de 03A (Martins et al 2005)

Bruzual amp Charlot (2003 BC03) Contiene 26 modelos de base con SSPs calculadosutilizando trayectoria evolutiva de Padova 1994 (Alongi et al 1993 Bressan et al1993 Fagotto et al 1994 Girardi et al 1996) cada base contiene 221 espectros dealta resolucion con edades desde t = 0 a t = 20 Giga anos en un rango de 3200A -9500A en unidades de LAminus1 Mminus1

13 de estas SSPS utilizan la FMI de Chabrier(2003) con Mlow = 01 M y Mupp = 100 M normalizados a una masa total de1M en las estrellas a la edad t = 0 las otras 13 SSPs son analogos Salpeter

Para este trabajo se adapto la base de poblaciones estelares simples de la biblioteca deBruzual e Charlot (2003 BC03) que se basa en trayectorias evolutivas y en bibliotecasde espectros estelares descritas en la tabla 31 32 y 33 La mayorıa de los resultadospublicados de Starlight usan este modelo por su amplia gama en edades y metalicidades

Para reproducir la formacion estelar de NGC6240 se utiliza una base que contiene 200SSPs con edades entre 2 times 106 y 13times1010 anos con resolucion de 3A en un rango de3200A a 9500A para las metalicidades de 02Z (m42) 04Z (m52) 1Z (m62) y 25Z(m72) con rutas evolutivas de Padova 1994 libreria STELIB 2003 y funcion masa inicialde Chabrier (2003) mostrados en el cuadro anexo 71 y visualizados en la figura 31 Ca-da una de las figuras representa una metalicidad de la base con sus respectivos 50 SSPscorrespondientes a diferentes edades En ellas es posible observar que los espectros se

33 BASES ESPECTRALES 24 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Nombre Tipo Intervalo de Resolucion Intervalo de Fuente

longitud de onda metalididad

BaSeL teorica 91 A a 160 micro m 300 105Z a 10Z Kurucz (1995 pc)

Bessel et al (1989)

Bessel et al (1991)

Fluks et al (1994)

Allard amp Hauschidt (1995)

Rauch (2002)

STELIB observacional 3200A a 9500A 2000 - 20 lt[FeH] lt050 Le Borgne et al (2003)

Pickles observacional 1205A a 25 micro m 500 Z Pickles (1998)

Fanelli et al (1992)

Cuadro 32 Bibliotecas de espectros estelares de BC03 Fuente BC03

Nombre Calibracion Fuente

BaSeL 10 teorica Lejeune et al (1997)

Lejeune et al (1998)

BaSeL 22 semi-empırica Lejeune et al (1997)

Lejeune et al (1998)

BaSeL 31 semi-empırica Westera (2000)

Padova 2000 00004 a 003 Westera et al (2002)

Cuadro 33 Diferentes calibraciones basadas BaSeL Fuente BC03

33 BASES ESPECTRALES 25 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

distribuyen desde la poblacion estelar de mayor temperatura en la parte superior hastalas mas frıas en la parte inferior cada espectro se encuentra calibrado por flujo y sonnormalizados a la unidad de masa solar (M)

Otra caracterıstica de la base BC03 es que no reproduce las lıneas de emision observadaspor lo tanto solo es posible reproducir las lıneas de absorcion debidas a la formacionestelar Es entonces donde el codigo requiere enmascarar o definir rangos de longitud deonda que correspondan a las lıneas de emision con el fin de aumentar la sensibilidaddel ajuste y encontrar ası la componente de absorcion que puede estar siendo opacadapor las lıneas de emision del mismo intervalo Para este trabajo se utiliza la mascarageneral dispuesta dentro del codigo adaptada en la tesis doctoral Natalia Vale Asari(2005) donde se enmascaran la lıneas de emision mas fuertes La mascara esta basada enlos trabajos de Gonzalez-Delgado et al (1995) Pastoriza et al(1993) Benjamin et al(1999) y Zhang et al (2005) y en regiones problematicas de la base de Bruzual y Charlot(2003) asociadas a efectos turbulentos entre 6845A - 6945A y entre 7550A - 7725A y laregion entre 7165A -7210A debida a errores sistematicos La mascara general detallada sepuede ver en la tabla anexa 72

33 BASES ESPECTRALES 26 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

02 Z∘

Log(L λ)[L ∘Å-

1 M∘-

1 ]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

04 Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

file=357911131415171921232527293133353639414345474951535557596163

(a) (b)Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

file=357911131517192123252729313335373941434547495153555759

25Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

y136y135y132y131y130y129y128y127y125y122y121y120y119y118y117y116y115y114y109y106y98y95y94y93y92y90y88y89y97y86y85y84y83y81y59y58y57y56y55y54x51y51y49x48y48y47y46y40y39

(c) (d)

Figura 31 Espectros de SSPs del modelo BC03 Bruzual amp Charlot 2003 para diferentesmetalicidades (a) 02Z (m42) (b) 04Z (m52) (c) 1Z(m62) (d) 25Z(m72) cadametalicidad contiene 50 SSPs con edades entre 2times 106 y 13times 1010 anos Resolucion de3A

33 BASES ESPECTRALES 27 Marıa E Rojas A

CAPITULO 4

Extraccion y Analisis de Espectros

El espectro original se obtuvo con el espectrografo ISIS del telescopio William Herschel de4 2m (WHT) instalado en la Palma (Canarias) utilizando las configuraciones R300B -CCD EEV 12 y R316R - CCD MARCONI2 para los brazos azul y rojo respectivamenteentre 3000A- 5000A y 5000A - 7800A con una escala de 149 segundos de arcomm alo largo de la hendidura El espectro fue cedido por la doctora Rosa Gomez Delgadodel Instituto de Astrofısica de Andalucia Los detalles de la observacion se encuentranregistrados en la tabla 41

Fecha Brazo CCD+gratting Slit PA Slit width (arcsec) texp[sec]

20050910 Red MARCONI2+R316R 88593063 1237020 900

20050909 Blue EEV12+R300B 88620857 1237020 900

Cuadro 41 Resumen de las observaciones espectroscopicas de NGC6240

41 Reduccion

En un espectro obtenido con una apertura donde no es posible identificar cual es lazona espacialmente localizada se hace necesario encontrar la orientacion espacial a fin deajustar la imagen espectral respecto a una imagen fotografica de orientacion conocida Estareorientacion fue realizada por Rosa Gomez Delgado y Mario A Higuera G con rutinas deIRAF (Image Reducction and Astronomical Facilities ver httpwwwirafcom) tomandocomo imagen fotografica de referencia la dispuesta en la base del Telescopio EspacialHubble (HST) ver httphubblesiteorggallery

28

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Figura 41 Reduccion espectral para el filtro Rojo separacion espacial fuente Mario AHiguera G

Un vez reorientado el espectro original se realizo una separacion de la cantidad de luzque paso a traves de la apertura del instrumento para los filtros rojo y azul a lo largodel rango espacial definido En la apertura espacial aparecen todas las fuentes de emisionpresentes en el momento del registro Al visualizarlas con la rutina apall de IRAF figura41 se separan las regiones de estudio

El analisis permito identificar y reducir seis zonas en total para cada filtro que al sersuperpuestas con la imagen fotografica espacial de NGC6240 se distiguieron ası zona Inucleo del sur zona II proximidad hacia el sur de la zona I zona III proximidad hacia elnorte del registro fotografico zona IV nucleo del norte zona V seccion intermedia entrelos dos nucleos y finalmente la zona VI estrella de calibracion

De todas las zonas se obtuvo un espectro para cada filtro estos fueron normalizados ypromediados con el fin de dar unicidad y ası permitir visualizar un espectro del visible enun rango entre 3200A y 7200A para todas las zonas Los espectros obtenidos se corrigieronpor Doppler (z = 0024480 NED ver httpnedipaccaltechedu) y exceso de colorasociado al polvo segun Cardelli et al (1989) en donde

E(BminusV ) = minus232 log

(Rint

Robs

)siendo Rint = 31 y Robs =HαHβ la relacion de flujos previamnete calibados de las lıneasHα y Hβ medidos por tecnica de separacion en LINER1

1LINER herramienta computacional del reporte interno de Richard W Pogge la cual utiliza una

41 REDUCCION 29 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Figura 42 Imagen fotografica del HST de NGC6240

Los espectros al final de la reduccion que se utilizaron para este trabajo se presentan enla figura 43

Al realizar el analisis de cada una de las zonas reducidas se encuentra que las zonas Iy IV presentan espectros asociados a nucleos activos las zonas II y III corresponden alas regiones adyacentes de estos nucleos que debido a su baja razon senal-ruido no serananalizadas en este trabajo la zona V corresponde a la zona intermedia debida a la fuertecomponente estelar presente en el espectro y finalmente la zona VI presenta un espectrocaracterıstico de una estrella identificada en la imagen fotografica que se utiliza comopatron de referencia figura 42

tecnica que define un continuo arbitrario sobre el cual es posible marcar el centro esperado de una lıneasobre un espectro esto permite adquirir los valores de λ centro de lınea FWHM ancho equivalente yflujo de las lıneas tanto de emision como de absorcion

41 REDUCCION 30 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

0

2eminus13

4eminus13

6eminus13

8eminus13

λ[Å]4000 5000 6000

Zona I

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

0

2eminus16

4eminus16

6eminus16

8eminus16

1eminus15

12eminus15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona II

(a) (b)

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

minus2eminus16

minus1eminus16

0

1eminus16

2eminus16

3eminus16

4eminus16

λ[Å]3000 4000 5000 6000 7000

Zona III

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

0

5eminus14

1eminus13

15eminus13

2eminus13

25eminus13

3eminus13

35eminus13

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona IV

(c) (d)

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

minus1eminus16

0

1eminus16

2eminus16

3eminus16

4eminus16

5eminus16

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona V

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

2eminus17

4eminus17

6eminus17

8eminus17

1eminus16

12eminus16

λ[Å]4000 5000 6000 7000

ZonaVI

(e) (f)

Figura 43 Espectros reducidos del visible para NGC6240 (a) Zona I (b) Zona II (c)Zona III (d) Zona IV (e) Zona V (f) Zona VI

41 REDUCCION 31 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

42 Caracterizacion

Los espectros de las zonas I y IV son caracterizados por los valores de λ centro de lıneaFWHM ancho equivalente y flujo de las lıneas de absorcion y emision los cuales se puedenobservar en las tablas 42 y 43 para cada zona respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259856 141934 121105 932365

He I lowast 3820000 38243220 240649 -368885 -331320

[Ne III] 3868760 38665283 196365 960760 849525

K-Ca II lowast 3933000 39298906 825863 -438132 -378235

H-Ca II lowast 3968000 39671277 970000 -270968 -230588

He I 4026000 40302915 870264 207639 172326

[S II] 4068600 40671338 613711 167254 136787

Fe II 4178862 41774009 188631 0157450 0123046

Hδ 4101740 41114917 365668 0608985 0489181

Hγ 4340471 43366045 920191 176589 128710

Hβ 4861300 48590737 156186 132648 538800

[O III] 4958900 49586538 303193 112192 394091

[ OIII] 5006840 50054878 217619 263052 856364

C-C lowast 5165000 51681416 204788 -181874 -0543207

Fe II 5197570 51986562 182212 770700 227194

Na-I(D) lowast 5892000 58881143 119381 -971280 -202980

[O I] 6300304 62998452 208984 297493 540325

[O I] 6363776 63638130 213094 886981 157329

[N II] 6548050 65467163 236476 372079 629095

Hα 6562819 65614551 236476 988640 172153

[N II] 6583460 65830864 236476 950283 194036

[S II] 6716440 67180718 184565 402939 743104

[S II] 6730810 67330210 184565 288223 514382lowast Lınea de absorcion

Cuadro 42 Lıneas identificadas en la Zona I de NGC6240

En la caracterizacion de las dos zonas sobresale una significativa emision de Hβ [OIII]5007A Hα y [NII] 6585A asociadas a la formacion estelar o actividad del nucleo galacticoTambien es posible observar la presencia de lıneas de emision de HeI [OI] en conjuntocon la serie de Balmer Ası mismo fue posible medir la lınea de emision [OII] en 3727Ajunto con las lıneas de H-Ca K-Ca

42 CARACTERIZACION 32 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3728815 37295811 139871 980735 752002

[Ne III] 3868760 38702319 202032 129640 988668

K-Ca II lowast 3933000 39331504 649803 -303453 -241752

H-Ca II lowast 3968000 39680195 689754 -287500 -234462

G-banda lowast 4301000 43048105 301566 -703450 -553622

Hγ 4340471 43404194 808685 104001 0771791

Hβ 4861300 48625376 157743 105704 477370

[O III] 4958900 49602510 204316 867190 374412

[O III] 5006840 50088350 156499 203541 858706

C-C lowast 5165000 51694761 221025 -478236 -186147

[O I] 6300304 62999092 223367 346819 593403

[O I] 6363776 63637612 260837 125170 209970

[N II] 6548050 65507192 180655 374786 791877

Hα 6562819 65663501 180655 788344 165570

[N II] 6583460 65867407 180655 101594 211693

[S II] 6716440 67188540 132432 320833 634206

[S II] 6730810 67328965 185795 414013 81368lowast Lınea de absorcion

Cuadro 43 Lıneas identificadas en la Zona IV de NGC6240

42 CARACTERIZACION 33 Marıa E Rojas A

CAPITULO 5

Espectroscopıa Sintetica

Ajustada la sintesis de poblacion estelar inherente al codigo Starlight se estudio la galaxiaNGC6240 y se obtuvieron propiedades fısicas tales como la composicion estelar a lo largode la historia de la formacion estelar de la galaxia bajo la biblioteca de Bruzual y Char-lot (2003) parametros cineticos como extincion por polvo AV y el vector de poblacionestelar en terminos de una fraccion de luz(xj) obtenidos con la interprestacion del porcen-taje de formacion estelar sintetica y las caracterısticas de las lıneas de absorcion obtenidas

51 Sıntesis espectral

Con el fin de encontrar la sintesis de la poblacion estelar de los dos nucleos del sistema encolision NGC6240 se ejecuto el codigo Starlight para las zonas en las que era posible vi-sualizar la regiones centrales de cada nucleo zonas I y IV Con estos espectros de entradase ejecutaron las combinaciones lineales de la base de Bruzual y Charlot (2003) para lasmetalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z individualmente con esto se identificaron laspoblaciones estelares que contribuıan en la reproduccion sintetica de cada zona Con baseen estos resultados parciales finalmente se construyo la base que mejor representa cadazona respectivamente Esta contiene 200 poblaciones estelares con edades entre 2 times 106

y 13times1010 anos resolucion de 3A en un rango de 3200A a 9500A con metalicidades de02Z 04Z 1Z y 25Z rutas evolutivas de Padova 1994 libreria STELIB y funcionmasa inicial de Chabrier (2003)

La busqueda del mejor ajuste entre el espectro de entrada y el espectro de salida se centroen disminuir al maximo el valor de la relacion [chi2Nleff ] la cual relaciona el valor delχ2 de cada valor de λ Otro valor que se tuvo en cuenta fue la desviacion media porcentual

34

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

de todos los pıxeles con relacion al espectro de entrada [adev( )] los mejores valores seregistraron en la tabla 51

Parametro Zona I Zona IV

[chi2Nleff ] 137545 113193

[adev( )] 638644 446156

Cuadro 51 Calidad del ajuste de Starlight

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

Figura 51 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral I de NGC6240 (trazo negro)

Los espectros de la formacion estelar logrados con este ajuste se muestran en las figuras51 y 52 en donde el trazo rojo representa la formacıon estelar asociada al espectro deentrada representado con el trazo negro de las zonas I y IV respectivamente

En estas figuras se puede observar una componente de absorcion sintetica por cada lıneade emision observada del espectro de entrada como es el caso de las lıneas en la longitudde onda de 3740A 3796A 3837A 3887A 3933A 3969A 4098A 4338A 4100A 4339A4860A 6548A las cuales corresponde a transiciones electronicas conocidas y definidas enel cuadro 11

51 SINTESIS ESPECTRAL 35 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

ObservadoSinteacutetico

Figura 52 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral IV de NGC6240 (trazo negro)

51 SINTESIS ESPECTRAL 36 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

52 Sustraccion espectral

Un vez definida la formacion estelar de cada una de la zonas espectrales se realizo unasustraccion de la formacion estelar asociada a cada zona con el fin de descontaminar elespectro de emision del nucleo activo filtrando ası un espectro de mejores caracterısticasel cual es posible observar en el trazo azul de las figuras 53 y 54

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 53 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral I de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral I de NGC6240 (negro)obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z(b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 37 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 54 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral VI de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral IV de NGC6240(negro) obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Zy 25Z (b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 38 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

53 Caracterizacion espectral

Cada uno de los espectros se caracterizo con la identificacion de todas las lıneas de emisionpresentes en ellas una vez realizada la sustraccion mediante un ajuste de tipo gaussianodefinido en un continuo aleatorio en el software LINER siendo posible obtener el centrode lınea el ancho total a la mitad de la altura (FWHM) y el flujo total visualizados enlas tablas 53 y 53 para las zonas I y IV respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259714 145056 273839 953139

H11 3770630 37686479 440904 425545 149716

H10 3797898 37960681 401993 326624 112110

H9 3835384 38334482 367421 376538 124836

[Ne III] 3868760 38685388 179806 168928 541474

K Ca-II lowast 3933000 39294148 131932 -206818 -623528

H Ca-II 3968000 39691155 446669 468596 135456

He I 4026000 40263750 264590 900988 244257

[S II] 4068600 40721025 240745 173767 446216

Hδ 4101740 40978579 169919 276703 688289

Hγ 4340471 43382275 130266 353231 612874

Hβ 4861300 48594336 151258 -677140 792772

[O III] 4958900 49571484 182238 -129678 227669

[O III] 5006840 50056445 189935 -360470 737521

Fe II 5197570 51990830 217043 -909013 291244

[O I] 6300304 62998164 236848 -365105 644235

[O I] 6363776 63634268 280102 -542065 239085

[NII] 6548050 65466426 250518 -330128 652055

Hα 6562819 65614375 250518 -114643 186725

[N II] 6583460 65836201 250518 -195511 214778

[S II] 6716440 67192485 222886 -472177 102774

[S II] 6730810 67358408 222886 -280570 502474lowast Lınea de absorcion

Cuadro 52 Lıneas de Emision Zona I de NGC6240

531 Clasificacion de NGC6240

Para clasificar a NGC6240 entre los tipos de nucleo activo descritos en la literatura seutilizo las razones de flujo para la ubicacion de este sistema en el diagrama BPT (Bald-win Phillips amp Terlevich 1981) descrito en Cid Fernandes et al (2010) como la mejorseparacion entre galaxias tipo Seyfert LINER y de formacion estelar fuerte mediante la

53 CARACTERIZACION ESPECTRAL 39 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[ O I] 3726032 37296033 143969 -221934 787713

[Ne III] 3868760 38706140 118089 -233171 399531

K Ca-II lowast 3933000 39330952 120923 341232 -383848

S II 4076349 40792864 693475 913706 854107

Hδ 4101742 41004019 936462 679737 301683

Fe II lowast 4303176 43052456 192020 -119689 -283858

Hγ 4340471 43394087 100879 155567 419237

Hβ 4861300 48617803 144197 -647377 680787

[O III] 4958900 49606152 172003 -194691 316305

[O III] 5006840 50090156 161854 -479744 914152

[O I] 6300304 63029087 178476 -155210 621454

[O I] 6363776 63667563 189027 334244 199334

[N II] 6548050 65512285 184697 -152528 896611

Hα 6562819 65665557 184697 -1004495E+06 173249

[N II ] 6583460 65869326 184697 711567 217207

[S II] 6716440 67182754 122346 -459232 516263

[S II] 6730810 67316655 212515 -152349 100130lowast Lınea de absorcion

Cuadro 53 Lıneas de Emision Zona IV de NGC6240

relacion de los flujos de las lıneas de emision de Hα Hβ [NII]λ6584 y [OIII]λ5007 enlog([NII]λ6584 Hα) y log([OIII]λ5007Hβ) que para el caso de la region VI es

log([NII]λ6584 Hα) =020

y

log([OIII]λ5007 Hβ) =-028

lo que ubica a NGC6240 en el diagrama BPT dentro de las galaxia tipo LINER en con-cordancia con el catalogo de Veron-Cetty de (2006)

54 Propiedades fısicas de NGC6240

Los parametros derivados del mejor modelo de la sıntesis permiten adicionalmente calcu-lar y encontrar algunas propiedades fısicas de la galaxia tabla 54 A partir de cada unode estos parametros fue posible asociar las siguientes propiedades

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 40 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Parametro Definicion Zona I Zona IV

[summinus of minus xj( )] Vector de poblacion estelar 9422336 9897032

[Miniminus tot] Fraccion de masa 846570E+02 706677E+03

[Mcor minus tot] Logaritmo de la masa estelar [M] 613714E+02 363687E+03

[v0minusmin(kms)] -11323 -13292

[vdminusmin(kms)] 4700 8439

[AV minusmin(mag)] Atenuacion del polvo [magnitud] -10000 -10000

Cuadro 54 Calidad del ajuste de Starlight

Zona OSP IPS YPS

I 0 176488 765745

IV 06582 355544 614753

Cuadro 55 Porcentaje de formacion estelar sintetica de NGC6240 poblacion estelar joven(YSPs) t le 0 1 Giga anos poblacion estelar con edad intermedia (ISP) 0 1 lt tISP le 2Giga anos la poblacion estelar con edad superior (OSP) 125 Giga ano Rodrıguez ZaurınJ et al (2008)

EdadLa interpretacion del termino [summinus of minus xj( )] vector poblacion xj discutido enla seccion 31 permitio clasificar la poblacion estelar sintetica en i poblacion estelarjoven (YSPs) con componentes estelares de edad t le 0 1 Giga ano ii poblacionestelar con edad intermedia (ISP) con componentes de edad entre 0 1 lt tISP le 2Giga ano y iii poblacion estelar con edad superior (OSP) con componentes de edadmayor que 12 5 Giga ano Rodrıguez Zaurın J et al (2008) Es entonces como alrealizar un tabulacion de este vector en la sıntesis de NGC6240 se puede concluirque mas del 60 de la poblacion estelar corresponde a poblacion estelar joven elporcentaje de cada componente segun la zona se especifica en la cuadro 55

MetalicidadEl porcentaje de las metalicidades empleadas para reproducir el sistema NGC6240fueron tabulados en el cuadro 56 Se puede concluir que existe una contribucion depoblacion estelar de tipo frıo K o M ya que la metalicidad de este tipo de poblacioneses aproximadamente cero mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para lazona IV pertenecen a poblaciones mas calientes de tipo espectral O y M

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 41 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Zona 02Z( ) 04Z( ) 1Z( ) 25Z( )

I 219 3618 5583 00002

IV 1289 4501 4105 0

Cuadro 56 Porcentaje de la metalicidad media en la sıntesis de NGC6240

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 42 Marıa E Rojas A

CAPITULO 6

Conclusiones

Del mapeo de la galaxia NGC 6240 se logro extraer un espectro de buenas caracte-rısticas correspondiente a las zonas I y IV las cuales responden a las zonas espacialesde los nucleos de la galaxia mientras que para las demas zonas es necesario aunrealizar algunas reducciones con mayor detalle para lograr ası eliminar el alto ruidopresente en los espectros

Sobre los espectros espacialmente definidos se realizo una extraccion que permitioidentificar las lıneas de emision y absorcion presente en la zonas I y IV

Con base en la combinacion de las bases de poblaciones estelares de Bruzual GCharlot S (2003) se construyo un espectro sintetico de buenas caracterısticas conla ejecucion de Spectral Synthesis Code -Starlight Cid Fernandes R (2005) en laszonas I y IV

Se realizo una sustraccion entre el espectro observado y el espectro sintetico a fin deeliminar la componente de absorcion asociada con la formacion estelar reproducidacon el espectro sintetico obtenido dando origen a una tabla de flujos reales de lıneasde emision que no habıan sido posible medir debido a la superposicion de las lıneasde absorcion asociadas a la actividad de formacion estelar de la galaxia huesped

La poblacion estelar presente en el espectro sintetico de NGC 6240 segun la literaturade Rodrıguez Zaurın J (2008) es una poblacion estelar joven con edades entret le 0 1 Giga ano con un porcentaje del 765745 en la zona I y 614753 enla zona IV La poblacion estelar con edad intermedia entre 0 1 lt tISP le 2 Gigaano presentan un porcentaje mas bajo del 176488 y 355544 en las zonas I yIV respectivamente Mientras que la poblacion estelar mayor de 125 Giga ano notienen asociado ningun porcentaje en la contribucion del espectro sintetico

43

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Existe una poca contribucion de poblacion estelar de tipo frıo K o M en NGC6240ya que la metalicidad de este tipo de poblaciones es aproximadamente cero en lasıntesis espectral mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para la zona IVpertenecen a poblaciones jovenes de tipo espectral O y M

44 Marıa E Rojas A

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CAPITULO 7

Anexos

SSP Edad [anos] Z Mstar

bc2003-hr-m42-chab-ssp-032spec 000174e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-034spec 000191e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-051spec 000417e9 000400 09666

bc2003-hr-m42-chab-ssp-052spec 000437e9 000400 09622

bc2003-hr-m42-chab-ssp-053spec 000457e9 000400 09579

bc2003-hr-m42-chab-ssp-054spec 000479e9 000400 09534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-055spec 000501e9 000400 09488

bc2003-hr-m42-chab-ssp-070spec 001000e9 000400 08862

bc2003-hr-m42-chab-ssp-073spec 001148e9 000400 08752

bc2003-hr-m42-chab-ssp-074spec 001202e9 000400 08716

bc2003-hr-m42-chab-ssp-075spec 001259e9 000400 08680

bc2003-hr-m42-chab-ssp-076spec 001318e9 000400 08644

bc2003-hr-m42-chab-ssp-077spec 001380e9 000400 08608

bc2003-hr-m42-chab-ssp-078spec 001445e9 000400 08571

bc2003-hr-m42-chab-ssp-079spec 001514e9 000400 08534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-080spec 001585e9 000400 08501

bc2003-hr-m42-chab-ssp-081spec 001660e9 000400 08469

bc2003-hr-m42-chab-ssp-082spec 001738e9 000400 08436

Continua en la pagina siguiente

51

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m42-chab-ssp-084spec 001905e9 000400 08369

bc2003-hr-m42-chab-ssp-087spec 002188e9 000400 08269

bc2003-hr-m42-chab-ssp-088spec 002291e9 000400 08237

bc2003-hr-m42-chab-ssp-112spec 006405e9 000400 07525

bc2003-hr-m42-chab-ssp-113spec 007187e9 000400 07446

bc2003-hr-m42-chab-ssp-114spec 008064e9 000400 07366

bc2003-hr-m42-chab-ssp-115spec 009048e9 000400 07287

bc2003-hr-m42-chab-ssp-116spec 010152e9 000400 07207

bc2003-hr-m42-chab-ssp-117spec 011391e9 000400 07130

bc2003-hr-m42-chab-ssp-118spec 012780e9 000400 07064

bc2003-hr-m42-chab-ssp-119spec 014340e9 000400 06997

bc2003-hr-m42-chab-ssp-120spec 016090e9 000400 06930

bc2003-hr-m42-chab-ssp-121spec 018053e9 000400 06863

bc2003-hr-m42-chab-ssp-122spec 020256e9 000400 06800

bc2003-hr-m42-chab-ssp-123spec 022727e9 000400 06738

bc2003-hr-m42-chab-ssp-124spec 025500e9 000400 06676

bc2003-hr-m42-chab-ssp-125spec 028612e9 000400 06613

bc2003-hr-m42-chab-ssp-126spec 032103e9 000400 06550

bc2003-hr-m42-chab-ssp-127spec 036020e9 000400 06486

bc2003-hr-m42-chab-ssp-128spec 040415e9 000400 06427

bc2003-hr-m42-chab-ssp-129spec 045347e9 000400 06370

bc2003-hr-m42-chab-ssp-130spec 050880e9 000400 06313

bc2003-hr-m42-chab-ssp-131spec 057088e9 000400 06256

bc2003-hr-m42-chab-ssp-132spec 064054e9 000400 06197

bc2003-hr-m42-chab-ssp-133spec 071870e9 000400 06140

bc2003-hr-m42-chab-ssp-134spec 080640e9 000400 06082

bc2003-hr-m42-chab-ssp-135spec 090479e9 000400 06024

bc2003-hr-m42-chab-ssp-201spec 1500000e9 000400 04919

bc2003-hr-m42-chab-ssp-204spec 1575000e9 000400 04915

bc2003-hr-m42-chab-ssp-214spec 1825000e9 000400 04875

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bc2003-hr-m52-chab-ssp-031spec 000166e9 000800 10000

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52 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-032spec 000174e9 000800 10000

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53 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-123spec 022727e9 000800 06781

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bc2003-hr-m52-chab-ssp-218spec 1925000e9 000800 04882

bc2003-hr-m62-chab-ssp-031spec 000166e9 002000 10000

bc2003-hr-m62-chab-ssp-032spec 000174e9 002000 10000

bc2003-hr-m62-chab-ssp-034spec 000191e9 002000 09996

bc2003-hr-m62-chab-ssp-051spec 000417e9 002000 09535

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bc2003-hr-m62-chab-ssp-077spec 001380e9 002000 08503

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54 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-078spec 001445e9 002000 08472

bc2003-hr-m62-chab-ssp-079spec 001514e9 002000 08440

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bc2003-hr-m62-chab-ssp-082spec 001738e9 002000 08342

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bc2003-hr-m62-chab-ssp-116spec 010152e9 002000 07221

bc2003-hr-m62-chab-ssp-117spec 011391e9 002000 07150

bc2003-hr-m62-chab-ssp-118spec 012780e9 002000 07093

bc2003-hr-m62-chab-ssp-119spec 014340e9 002000 07036

bc2003-hr-m62-chab-ssp-120spec 016090e9 002000 06978

bc2003-hr-m62-chab-ssp-121spec 018053e9 002000 06920

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bc2003-hr-m62-chab-ssp-129spec 045347e9 002000 06484

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bc2003-hr-m62-chab-ssp-131spec 057088e9 002000 06376

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bc2003-hr-m62-chab-ssp-201spec 1500000e9 002000 04999

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55 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-204spec 1575000e9 002000 04991

bc2003-hr-m62-chab-ssp-214spec 1825000e9 002000 04946

bc2003-hr-m62-chab-ssp-218spec 1925000e9 002000 04941

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bc2003-hr-m72-chab-ssp-034spec 000191e9 005000 09890

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bc2003-hr-m72-chab-ssp-074spec 001202e9 005000 08393

bc2003-hr-m72-chab-ssp-075spec 001259e9 005000 08360

bc2003-hr-m72-chab-ssp-076spec 001318e9 005000 08326

bc2003-hr-m72-chab-ssp-077spec 001380e9 005000 08292

bc2003-hr-m72-chab-ssp-078spec 001445e9 005000 08262

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bc2003-hr-m72-chab-ssp-082spec 001738e9 005000 08143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-084spec 001905e9 005000 08081

bc2003-hr-m72-chab-ssp-087spec 002188e9 005000 07990

bc2003-hr-m72-chab-ssp-088spec 002291e9 005000 07958

bc2003-hr-m72-chab-ssp-112spec 006405e9 005000 07345

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bc2003-hr-m72-chab-ssp-117spec 011391e9 005000 07039

bc2003-hr-m72-chab-ssp-118spec 012780e9 005000 06985

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56 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m72-chab-ssp-119spec 014340e9 005000 06930

bc2003-hr-m72-chab-ssp-120spec 016090e9 005000 06876

bc2003-hr-m72-chab-ssp-121spec 018053e9 005000 06823

bc2003-hr-m72-chab-ssp-122spec 020256e9 005000 06771

bc2003-hr-m72-chab-ssp-123spec 022727e9 005000 06720

bc2003-hr-m72-chab-ssp-124spec 025500e9 005000 06669

bc2003-hr-m72-chab-ssp-125spec 028612e9 005000 06618

bc2003-hr-m72-chab-ssp-126spec 032103e9 005000 06566

bc2003-hr-m72-chab-ssp-127spec 036020e9 005000 06514

bc2003-hr-m72-chab-ssp-128spec 040415e9 005000 06461

bc2003-hr-m72-chab-ssp-129spec 045347e9 005000 06410

bc2003-hr-m72-chab-ssp-130spec 050880e9 005000 06356

bc2003-hr-m72-chab-ssp-131spec 057088e9 005000 06302

bc2003-hr-m72-chab-ssp-132spec 064054e9 005000 06253

bc2003-hr-m72-chab-ssp-133spec 071870e9 005000 06196

bc2003-hr-m72-chab-ssp-134spec 080640e9 005000 06143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-135spec 090479e9 005000 06088

bc2003-hr-m72-chab-ssp-201spec 1500000e9 005000 04972

bc2003-hr-m72-chab-ssp-204spec 1575000e9 005000 04960

bc2003-hr-m72-chab-ssp-214spec 1825000e9 005000 04924

bc2003-hr-m72-chab-ssp-218spec 1925000e9 005000 04908

Cuadro 71 Base N

57 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

3416 3436 [Ne v] 34260

3718 3735 [O II] 37260

3720 3737 [O II] 37288

3796 3802 H10 37979

3833 3841 H90 38354

3862 3871 [Ne III] 38691

3882 3891 H8 HeI 38890

3961 3973 [Ne III] 39678

3961 3974 Hε 39701

4024 4030 He I 40262

4067 4070 [S II] 40686

4095 4107 Hδ 41017

4332 4346 Hγ 43405

4469 4475 He I 44715

4854 4868 Hβ 48613

4947 4968 [O III] 49589

4998 5019 [O III] 50068

5009 5022 He I 50157

5156 5164 [Fe VII] 51584

5193 5202 [N I] 51991

5267 5274 [Fe III] 52704

5868 5883 He I 58756

6296 6303 [O I] 63003

6303 6315 [S III] 63121

6355 6372 [O I] 63638

6538 6591 [N II] 65480

6547 6576 Hα 65628

6575 6591 [N II] 65835

6667 6681 He I 66782

6710 6743 [S II] 67164

6718 6743 [S II] 67308

7061 7072 He I 70652

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58 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

7125 7142 [Ar III] 71358

7315 7329 [O II] 73195

7320 7335 [O II] 73302

6845 6945 BC03 lowastlowast7165 7210 BC03 lowastlowast7550 7725 BC03 lowastlowast5880 5906 NaD 5890 lowast lowast lowast9059 9079 [S III] 90690

lowast Lınea de emision

lowastlowast Region en la problematica Bruzual y Charlot (2003)

lowast lowast lowast Absorcion del medio interestelar en 5896A

Cuadro 72 Mascara General desarrollada por NataliaVale Asari (2005) para Starlight

59 Marıa E Rojas A

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Page 33: Espectroscop a estelar sint etica, aplicaciones astrof sicas · con modelos estelares que siguen una l nea de tiempo, producidos por la combinacion de bibliotecas de evolucion estelar,

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

L(λ t Z(0)) =I(λ t)

C

int Mupp

Mlow

I(λm tprime Z(0))φ(m)dm (314)

L(λ t Z(0)) puede ser llamado Lj(λ) cuando t = tj y Z(0) = Zj con unidades [Lminus1Mminus1

]Por lo tanto el termino Lj(λ) se puede expresar como

Lj(λ) asympsumi

I(mi tj Z(j))φ(mi)∆mi donde τ(mi) le tj (315)

indicando que para calcular Lj(λ) se suman los espectros individuales de estrellas de unabiblioteca estelar dada a lo largo de una edad tj y metalicidad Zj por una funcion de masainicial

332 Modelos de Poblaciones Estelares Simples

Los espectros de las estrellas Lj(λ) se agrupan en diferentes modelos de poblaciones es-telares simples (SSPs) difiriendo en el conjunto de bibliotecas estelares y requerimientosevolutivos pero todos utilizan la funcion de masa de Chabrier (2003)

Υ(logm) prop

exp[minus

(logm minus logmc)2

2σ2

] si m le 1M

mminus13 si m gt 1M

(316)

con mc = 0008 y σ = 0069 Esta funcion de masa indica la cantidad de estrellas en unintervalo logarıtmico de masa 2

Los modelos utilizados son

STELIB (Stellar Library) contiene 249 estrellas observadas entre 3200A - 9500A yresolucion espectral de 3A (Le Borgne et al 2003)

2 podemos reemplazar φ(m) con la condicion de normalizacionint Mupp

Mlow

mΥ(logm)d logm = 1 (317)

con d logm

dm= 1

m ln 10 = d logm

dm= log e

m tenemos

log e

int Mupp

Mlow

Υ(logm)dm =

int Mupp

Mlow

mφ(m)dm = 1 (318)

por tanto

φ(m) = log eΥ(logm)

m (319)

33 BASES ESPECTRALES 23 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Nombre Metalicidad [Z] Fuente

Padova 1994 0001ndash 010 Alongi et al (1993)

Bressan et al (1993)

Fagotto et al (1994a)

Fagotto et al (1994b)

Girardi et al (1996)

Padova 2000 00004 ndash003 Girardi et al (2000)

Geneva 002 Schaller et al (1992)

Charbonnel et al (1996)

Charbonnel et al (1999)

Cuadro 31 Trayectorias Evolutivas usadas en BC03 Fuente BC03

MILES (A Medium Resolution INT Library of Empirical Spectra) Contiene 985estrellas observadas entre 3200A - 7500A y resolucion media de 23A (Sanchez-Blazquez et al 2006)

Granada contiene 1654 espectros estelares compuestos con modelos de atmosferaestelar entre 3000A - 7000A y resolucion espectral de 03A (Martins et al 2005)

Bruzual amp Charlot (2003 BC03) Contiene 26 modelos de base con SSPs calculadosutilizando trayectoria evolutiva de Padova 1994 (Alongi et al 1993 Bressan et al1993 Fagotto et al 1994 Girardi et al 1996) cada base contiene 221 espectros dealta resolucion con edades desde t = 0 a t = 20 Giga anos en un rango de 3200A -9500A en unidades de LAminus1 Mminus1

13 de estas SSPS utilizan la FMI de Chabrier(2003) con Mlow = 01 M y Mupp = 100 M normalizados a una masa total de1M en las estrellas a la edad t = 0 las otras 13 SSPs son analogos Salpeter

Para este trabajo se adapto la base de poblaciones estelares simples de la biblioteca deBruzual e Charlot (2003 BC03) que se basa en trayectorias evolutivas y en bibliotecasde espectros estelares descritas en la tabla 31 32 y 33 La mayorıa de los resultadospublicados de Starlight usan este modelo por su amplia gama en edades y metalicidades

Para reproducir la formacion estelar de NGC6240 se utiliza una base que contiene 200SSPs con edades entre 2 times 106 y 13times1010 anos con resolucion de 3A en un rango de3200A a 9500A para las metalicidades de 02Z (m42) 04Z (m52) 1Z (m62) y 25Z(m72) con rutas evolutivas de Padova 1994 libreria STELIB 2003 y funcion masa inicialde Chabrier (2003) mostrados en el cuadro anexo 71 y visualizados en la figura 31 Ca-da una de las figuras representa una metalicidad de la base con sus respectivos 50 SSPscorrespondientes a diferentes edades En ellas es posible observar que los espectros se

33 BASES ESPECTRALES 24 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Nombre Tipo Intervalo de Resolucion Intervalo de Fuente

longitud de onda metalididad

BaSeL teorica 91 A a 160 micro m 300 105Z a 10Z Kurucz (1995 pc)

Bessel et al (1989)

Bessel et al (1991)

Fluks et al (1994)

Allard amp Hauschidt (1995)

Rauch (2002)

STELIB observacional 3200A a 9500A 2000 - 20 lt[FeH] lt050 Le Borgne et al (2003)

Pickles observacional 1205A a 25 micro m 500 Z Pickles (1998)

Fanelli et al (1992)

Cuadro 32 Bibliotecas de espectros estelares de BC03 Fuente BC03

Nombre Calibracion Fuente

BaSeL 10 teorica Lejeune et al (1997)

Lejeune et al (1998)

BaSeL 22 semi-empırica Lejeune et al (1997)

Lejeune et al (1998)

BaSeL 31 semi-empırica Westera (2000)

Padova 2000 00004 a 003 Westera et al (2002)

Cuadro 33 Diferentes calibraciones basadas BaSeL Fuente BC03

33 BASES ESPECTRALES 25 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

distribuyen desde la poblacion estelar de mayor temperatura en la parte superior hastalas mas frıas en la parte inferior cada espectro se encuentra calibrado por flujo y sonnormalizados a la unidad de masa solar (M)

Otra caracterıstica de la base BC03 es que no reproduce las lıneas de emision observadaspor lo tanto solo es posible reproducir las lıneas de absorcion debidas a la formacionestelar Es entonces donde el codigo requiere enmascarar o definir rangos de longitud deonda que correspondan a las lıneas de emision con el fin de aumentar la sensibilidaddel ajuste y encontrar ası la componente de absorcion que puede estar siendo opacadapor las lıneas de emision del mismo intervalo Para este trabajo se utiliza la mascarageneral dispuesta dentro del codigo adaptada en la tesis doctoral Natalia Vale Asari(2005) donde se enmascaran la lıneas de emision mas fuertes La mascara esta basada enlos trabajos de Gonzalez-Delgado et al (1995) Pastoriza et al(1993) Benjamin et al(1999) y Zhang et al (2005) y en regiones problematicas de la base de Bruzual y Charlot(2003) asociadas a efectos turbulentos entre 6845A - 6945A y entre 7550A - 7725A y laregion entre 7165A -7210A debida a errores sistematicos La mascara general detallada sepuede ver en la tabla anexa 72

33 BASES ESPECTRALES 26 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

02 Z∘

Log(L λ)[L ∘Å-

1 M∘-

1 ]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

04 Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

file=357911131415171921232527293133353639414345474951535557596163

(a) (b)Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

file=357911131517192123252729313335373941434547495153555759

25Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

y136y135y132y131y130y129y128y127y125y122y121y120y119y118y117y116y115y114y109y106y98y95y94y93y92y90y88y89y97y86y85y84y83y81y59y58y57y56y55y54x51y51y49x48y48y47y46y40y39

(c) (d)

Figura 31 Espectros de SSPs del modelo BC03 Bruzual amp Charlot 2003 para diferentesmetalicidades (a) 02Z (m42) (b) 04Z (m52) (c) 1Z(m62) (d) 25Z(m72) cadametalicidad contiene 50 SSPs con edades entre 2times 106 y 13times 1010 anos Resolucion de3A

33 BASES ESPECTRALES 27 Marıa E Rojas A

CAPITULO 4

Extraccion y Analisis de Espectros

El espectro original se obtuvo con el espectrografo ISIS del telescopio William Herschel de4 2m (WHT) instalado en la Palma (Canarias) utilizando las configuraciones R300B -CCD EEV 12 y R316R - CCD MARCONI2 para los brazos azul y rojo respectivamenteentre 3000A- 5000A y 5000A - 7800A con una escala de 149 segundos de arcomm alo largo de la hendidura El espectro fue cedido por la doctora Rosa Gomez Delgadodel Instituto de Astrofısica de Andalucia Los detalles de la observacion se encuentranregistrados en la tabla 41

Fecha Brazo CCD+gratting Slit PA Slit width (arcsec) texp[sec]

20050910 Red MARCONI2+R316R 88593063 1237020 900

20050909 Blue EEV12+R300B 88620857 1237020 900

Cuadro 41 Resumen de las observaciones espectroscopicas de NGC6240

41 Reduccion

En un espectro obtenido con una apertura donde no es posible identificar cual es lazona espacialmente localizada se hace necesario encontrar la orientacion espacial a fin deajustar la imagen espectral respecto a una imagen fotografica de orientacion conocida Estareorientacion fue realizada por Rosa Gomez Delgado y Mario A Higuera G con rutinas deIRAF (Image Reducction and Astronomical Facilities ver httpwwwirafcom) tomandocomo imagen fotografica de referencia la dispuesta en la base del Telescopio EspacialHubble (HST) ver httphubblesiteorggallery

28

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Figura 41 Reduccion espectral para el filtro Rojo separacion espacial fuente Mario AHiguera G

Un vez reorientado el espectro original se realizo una separacion de la cantidad de luzque paso a traves de la apertura del instrumento para los filtros rojo y azul a lo largodel rango espacial definido En la apertura espacial aparecen todas las fuentes de emisionpresentes en el momento del registro Al visualizarlas con la rutina apall de IRAF figura41 se separan las regiones de estudio

El analisis permito identificar y reducir seis zonas en total para cada filtro que al sersuperpuestas con la imagen fotografica espacial de NGC6240 se distiguieron ası zona Inucleo del sur zona II proximidad hacia el sur de la zona I zona III proximidad hacia elnorte del registro fotografico zona IV nucleo del norte zona V seccion intermedia entrelos dos nucleos y finalmente la zona VI estrella de calibracion

De todas las zonas se obtuvo un espectro para cada filtro estos fueron normalizados ypromediados con el fin de dar unicidad y ası permitir visualizar un espectro del visible enun rango entre 3200A y 7200A para todas las zonas Los espectros obtenidos se corrigieronpor Doppler (z = 0024480 NED ver httpnedipaccaltechedu) y exceso de colorasociado al polvo segun Cardelli et al (1989) en donde

E(BminusV ) = minus232 log

(Rint

Robs

)siendo Rint = 31 y Robs =HαHβ la relacion de flujos previamnete calibados de las lıneasHα y Hβ medidos por tecnica de separacion en LINER1

1LINER herramienta computacional del reporte interno de Richard W Pogge la cual utiliza una

41 REDUCCION 29 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Figura 42 Imagen fotografica del HST de NGC6240

Los espectros al final de la reduccion que se utilizaron para este trabajo se presentan enla figura 43

Al realizar el analisis de cada una de las zonas reducidas se encuentra que las zonas Iy IV presentan espectros asociados a nucleos activos las zonas II y III corresponden alas regiones adyacentes de estos nucleos que debido a su baja razon senal-ruido no serananalizadas en este trabajo la zona V corresponde a la zona intermedia debida a la fuertecomponente estelar presente en el espectro y finalmente la zona VI presenta un espectrocaracterıstico de una estrella identificada en la imagen fotografica que se utiliza comopatron de referencia figura 42

tecnica que define un continuo arbitrario sobre el cual es posible marcar el centro esperado de una lıneasobre un espectro esto permite adquirir los valores de λ centro de lınea FWHM ancho equivalente yflujo de las lıneas tanto de emision como de absorcion

41 REDUCCION 30 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

0

2eminus13

4eminus13

6eminus13

8eminus13

λ[Å]4000 5000 6000

Zona I

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

0

2eminus16

4eminus16

6eminus16

8eminus16

1eminus15

12eminus15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona II

(a) (b)

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

minus2eminus16

minus1eminus16

0

1eminus16

2eminus16

3eminus16

4eminus16

λ[Å]3000 4000 5000 6000 7000

Zona III

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

0

5eminus14

1eminus13

15eminus13

2eminus13

25eminus13

3eminus13

35eminus13

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona IV

(c) (d)

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

minus1eminus16

0

1eminus16

2eminus16

3eminus16

4eminus16

5eminus16

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona V

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

2eminus17

4eminus17

6eminus17

8eminus17

1eminus16

12eminus16

λ[Å]4000 5000 6000 7000

ZonaVI

(e) (f)

Figura 43 Espectros reducidos del visible para NGC6240 (a) Zona I (b) Zona II (c)Zona III (d) Zona IV (e) Zona V (f) Zona VI

41 REDUCCION 31 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

42 Caracterizacion

Los espectros de las zonas I y IV son caracterizados por los valores de λ centro de lıneaFWHM ancho equivalente y flujo de las lıneas de absorcion y emision los cuales se puedenobservar en las tablas 42 y 43 para cada zona respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259856 141934 121105 932365

He I lowast 3820000 38243220 240649 -368885 -331320

[Ne III] 3868760 38665283 196365 960760 849525

K-Ca II lowast 3933000 39298906 825863 -438132 -378235

H-Ca II lowast 3968000 39671277 970000 -270968 -230588

He I 4026000 40302915 870264 207639 172326

[S II] 4068600 40671338 613711 167254 136787

Fe II 4178862 41774009 188631 0157450 0123046

Hδ 4101740 41114917 365668 0608985 0489181

Hγ 4340471 43366045 920191 176589 128710

Hβ 4861300 48590737 156186 132648 538800

[O III] 4958900 49586538 303193 112192 394091

[ OIII] 5006840 50054878 217619 263052 856364

C-C lowast 5165000 51681416 204788 -181874 -0543207

Fe II 5197570 51986562 182212 770700 227194

Na-I(D) lowast 5892000 58881143 119381 -971280 -202980

[O I] 6300304 62998452 208984 297493 540325

[O I] 6363776 63638130 213094 886981 157329

[N II] 6548050 65467163 236476 372079 629095

Hα 6562819 65614551 236476 988640 172153

[N II] 6583460 65830864 236476 950283 194036

[S II] 6716440 67180718 184565 402939 743104

[S II] 6730810 67330210 184565 288223 514382lowast Lınea de absorcion

Cuadro 42 Lıneas identificadas en la Zona I de NGC6240

En la caracterizacion de las dos zonas sobresale una significativa emision de Hβ [OIII]5007A Hα y [NII] 6585A asociadas a la formacion estelar o actividad del nucleo galacticoTambien es posible observar la presencia de lıneas de emision de HeI [OI] en conjuntocon la serie de Balmer Ası mismo fue posible medir la lınea de emision [OII] en 3727Ajunto con las lıneas de H-Ca K-Ca

42 CARACTERIZACION 32 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3728815 37295811 139871 980735 752002

[Ne III] 3868760 38702319 202032 129640 988668

K-Ca II lowast 3933000 39331504 649803 -303453 -241752

H-Ca II lowast 3968000 39680195 689754 -287500 -234462

G-banda lowast 4301000 43048105 301566 -703450 -553622

Hγ 4340471 43404194 808685 104001 0771791

Hβ 4861300 48625376 157743 105704 477370

[O III] 4958900 49602510 204316 867190 374412

[O III] 5006840 50088350 156499 203541 858706

C-C lowast 5165000 51694761 221025 -478236 -186147

[O I] 6300304 62999092 223367 346819 593403

[O I] 6363776 63637612 260837 125170 209970

[N II] 6548050 65507192 180655 374786 791877

Hα 6562819 65663501 180655 788344 165570

[N II] 6583460 65867407 180655 101594 211693

[S II] 6716440 67188540 132432 320833 634206

[S II] 6730810 67328965 185795 414013 81368lowast Lınea de absorcion

Cuadro 43 Lıneas identificadas en la Zona IV de NGC6240

42 CARACTERIZACION 33 Marıa E Rojas A

CAPITULO 5

Espectroscopıa Sintetica

Ajustada la sintesis de poblacion estelar inherente al codigo Starlight se estudio la galaxiaNGC6240 y se obtuvieron propiedades fısicas tales como la composicion estelar a lo largode la historia de la formacion estelar de la galaxia bajo la biblioteca de Bruzual y Char-lot (2003) parametros cineticos como extincion por polvo AV y el vector de poblacionestelar en terminos de una fraccion de luz(xj) obtenidos con la interprestacion del porcen-taje de formacion estelar sintetica y las caracterısticas de las lıneas de absorcion obtenidas

51 Sıntesis espectral

Con el fin de encontrar la sintesis de la poblacion estelar de los dos nucleos del sistema encolision NGC6240 se ejecuto el codigo Starlight para las zonas en las que era posible vi-sualizar la regiones centrales de cada nucleo zonas I y IV Con estos espectros de entradase ejecutaron las combinaciones lineales de la base de Bruzual y Charlot (2003) para lasmetalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z individualmente con esto se identificaron laspoblaciones estelares que contribuıan en la reproduccion sintetica de cada zona Con baseen estos resultados parciales finalmente se construyo la base que mejor representa cadazona respectivamente Esta contiene 200 poblaciones estelares con edades entre 2 times 106

y 13times1010 anos resolucion de 3A en un rango de 3200A a 9500A con metalicidades de02Z 04Z 1Z y 25Z rutas evolutivas de Padova 1994 libreria STELIB y funcionmasa inicial de Chabrier (2003)

La busqueda del mejor ajuste entre el espectro de entrada y el espectro de salida se centroen disminuir al maximo el valor de la relacion [chi2Nleff ] la cual relaciona el valor delχ2 de cada valor de λ Otro valor que se tuvo en cuenta fue la desviacion media porcentual

34

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

de todos los pıxeles con relacion al espectro de entrada [adev( )] los mejores valores seregistraron en la tabla 51

Parametro Zona I Zona IV

[chi2Nleff ] 137545 113193

[adev( )] 638644 446156

Cuadro 51 Calidad del ajuste de Starlight

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

Figura 51 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral I de NGC6240 (trazo negro)

Los espectros de la formacion estelar logrados con este ajuste se muestran en las figuras51 y 52 en donde el trazo rojo representa la formacıon estelar asociada al espectro deentrada representado con el trazo negro de las zonas I y IV respectivamente

En estas figuras se puede observar una componente de absorcion sintetica por cada lıneade emision observada del espectro de entrada como es el caso de las lıneas en la longitudde onda de 3740A 3796A 3837A 3887A 3933A 3969A 4098A 4338A 4100A 4339A4860A 6548A las cuales corresponde a transiciones electronicas conocidas y definidas enel cuadro 11

51 SINTESIS ESPECTRAL 35 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

ObservadoSinteacutetico

Figura 52 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral IV de NGC6240 (trazo negro)

51 SINTESIS ESPECTRAL 36 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

52 Sustraccion espectral

Un vez definida la formacion estelar de cada una de la zonas espectrales se realizo unasustraccion de la formacion estelar asociada a cada zona con el fin de descontaminar elespectro de emision del nucleo activo filtrando ası un espectro de mejores caracterısticasel cual es posible observar en el trazo azul de las figuras 53 y 54

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 53 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral I de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral I de NGC6240 (negro)obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z(b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 37 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 54 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral VI de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral IV de NGC6240(negro) obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Zy 25Z (b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 38 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

53 Caracterizacion espectral

Cada uno de los espectros se caracterizo con la identificacion de todas las lıneas de emisionpresentes en ellas una vez realizada la sustraccion mediante un ajuste de tipo gaussianodefinido en un continuo aleatorio en el software LINER siendo posible obtener el centrode lınea el ancho total a la mitad de la altura (FWHM) y el flujo total visualizados enlas tablas 53 y 53 para las zonas I y IV respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259714 145056 273839 953139

H11 3770630 37686479 440904 425545 149716

H10 3797898 37960681 401993 326624 112110

H9 3835384 38334482 367421 376538 124836

[Ne III] 3868760 38685388 179806 168928 541474

K Ca-II lowast 3933000 39294148 131932 -206818 -623528

H Ca-II 3968000 39691155 446669 468596 135456

He I 4026000 40263750 264590 900988 244257

[S II] 4068600 40721025 240745 173767 446216

Hδ 4101740 40978579 169919 276703 688289

Hγ 4340471 43382275 130266 353231 612874

Hβ 4861300 48594336 151258 -677140 792772

[O III] 4958900 49571484 182238 -129678 227669

[O III] 5006840 50056445 189935 -360470 737521

Fe II 5197570 51990830 217043 -909013 291244

[O I] 6300304 62998164 236848 -365105 644235

[O I] 6363776 63634268 280102 -542065 239085

[NII] 6548050 65466426 250518 -330128 652055

Hα 6562819 65614375 250518 -114643 186725

[N II] 6583460 65836201 250518 -195511 214778

[S II] 6716440 67192485 222886 -472177 102774

[S II] 6730810 67358408 222886 -280570 502474lowast Lınea de absorcion

Cuadro 52 Lıneas de Emision Zona I de NGC6240

531 Clasificacion de NGC6240

Para clasificar a NGC6240 entre los tipos de nucleo activo descritos en la literatura seutilizo las razones de flujo para la ubicacion de este sistema en el diagrama BPT (Bald-win Phillips amp Terlevich 1981) descrito en Cid Fernandes et al (2010) como la mejorseparacion entre galaxias tipo Seyfert LINER y de formacion estelar fuerte mediante la

53 CARACTERIZACION ESPECTRAL 39 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[ O I] 3726032 37296033 143969 -221934 787713

[Ne III] 3868760 38706140 118089 -233171 399531

K Ca-II lowast 3933000 39330952 120923 341232 -383848

S II 4076349 40792864 693475 913706 854107

Hδ 4101742 41004019 936462 679737 301683

Fe II lowast 4303176 43052456 192020 -119689 -283858

Hγ 4340471 43394087 100879 155567 419237

Hβ 4861300 48617803 144197 -647377 680787

[O III] 4958900 49606152 172003 -194691 316305

[O III] 5006840 50090156 161854 -479744 914152

[O I] 6300304 63029087 178476 -155210 621454

[O I] 6363776 63667563 189027 334244 199334

[N II] 6548050 65512285 184697 -152528 896611

Hα 6562819 65665557 184697 -1004495E+06 173249

[N II ] 6583460 65869326 184697 711567 217207

[S II] 6716440 67182754 122346 -459232 516263

[S II] 6730810 67316655 212515 -152349 100130lowast Lınea de absorcion

Cuadro 53 Lıneas de Emision Zona IV de NGC6240

relacion de los flujos de las lıneas de emision de Hα Hβ [NII]λ6584 y [OIII]λ5007 enlog([NII]λ6584 Hα) y log([OIII]λ5007Hβ) que para el caso de la region VI es

log([NII]λ6584 Hα) =020

y

log([OIII]λ5007 Hβ) =-028

lo que ubica a NGC6240 en el diagrama BPT dentro de las galaxia tipo LINER en con-cordancia con el catalogo de Veron-Cetty de (2006)

54 Propiedades fısicas de NGC6240

Los parametros derivados del mejor modelo de la sıntesis permiten adicionalmente calcu-lar y encontrar algunas propiedades fısicas de la galaxia tabla 54 A partir de cada unode estos parametros fue posible asociar las siguientes propiedades

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 40 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Parametro Definicion Zona I Zona IV

[summinus of minus xj( )] Vector de poblacion estelar 9422336 9897032

[Miniminus tot] Fraccion de masa 846570E+02 706677E+03

[Mcor minus tot] Logaritmo de la masa estelar [M] 613714E+02 363687E+03

[v0minusmin(kms)] -11323 -13292

[vdminusmin(kms)] 4700 8439

[AV minusmin(mag)] Atenuacion del polvo [magnitud] -10000 -10000

Cuadro 54 Calidad del ajuste de Starlight

Zona OSP IPS YPS

I 0 176488 765745

IV 06582 355544 614753

Cuadro 55 Porcentaje de formacion estelar sintetica de NGC6240 poblacion estelar joven(YSPs) t le 0 1 Giga anos poblacion estelar con edad intermedia (ISP) 0 1 lt tISP le 2Giga anos la poblacion estelar con edad superior (OSP) 125 Giga ano Rodrıguez ZaurınJ et al (2008)

EdadLa interpretacion del termino [summinus of minus xj( )] vector poblacion xj discutido enla seccion 31 permitio clasificar la poblacion estelar sintetica en i poblacion estelarjoven (YSPs) con componentes estelares de edad t le 0 1 Giga ano ii poblacionestelar con edad intermedia (ISP) con componentes de edad entre 0 1 lt tISP le 2Giga ano y iii poblacion estelar con edad superior (OSP) con componentes de edadmayor que 12 5 Giga ano Rodrıguez Zaurın J et al (2008) Es entonces como alrealizar un tabulacion de este vector en la sıntesis de NGC6240 se puede concluirque mas del 60 de la poblacion estelar corresponde a poblacion estelar joven elporcentaje de cada componente segun la zona se especifica en la cuadro 55

MetalicidadEl porcentaje de las metalicidades empleadas para reproducir el sistema NGC6240fueron tabulados en el cuadro 56 Se puede concluir que existe una contribucion depoblacion estelar de tipo frıo K o M ya que la metalicidad de este tipo de poblacioneses aproximadamente cero mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para lazona IV pertenecen a poblaciones mas calientes de tipo espectral O y M

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 41 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Zona 02Z( ) 04Z( ) 1Z( ) 25Z( )

I 219 3618 5583 00002

IV 1289 4501 4105 0

Cuadro 56 Porcentaje de la metalicidad media en la sıntesis de NGC6240

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 42 Marıa E Rojas A

CAPITULO 6

Conclusiones

Del mapeo de la galaxia NGC 6240 se logro extraer un espectro de buenas caracte-rısticas correspondiente a las zonas I y IV las cuales responden a las zonas espacialesde los nucleos de la galaxia mientras que para las demas zonas es necesario aunrealizar algunas reducciones con mayor detalle para lograr ası eliminar el alto ruidopresente en los espectros

Sobre los espectros espacialmente definidos se realizo una extraccion que permitioidentificar las lıneas de emision y absorcion presente en la zonas I y IV

Con base en la combinacion de las bases de poblaciones estelares de Bruzual GCharlot S (2003) se construyo un espectro sintetico de buenas caracterısticas conla ejecucion de Spectral Synthesis Code -Starlight Cid Fernandes R (2005) en laszonas I y IV

Se realizo una sustraccion entre el espectro observado y el espectro sintetico a fin deeliminar la componente de absorcion asociada con la formacion estelar reproducidacon el espectro sintetico obtenido dando origen a una tabla de flujos reales de lıneasde emision que no habıan sido posible medir debido a la superposicion de las lıneasde absorcion asociadas a la actividad de formacion estelar de la galaxia huesped

La poblacion estelar presente en el espectro sintetico de NGC 6240 segun la literaturade Rodrıguez Zaurın J (2008) es una poblacion estelar joven con edades entret le 0 1 Giga ano con un porcentaje del 765745 en la zona I y 614753 enla zona IV La poblacion estelar con edad intermedia entre 0 1 lt tISP le 2 Gigaano presentan un porcentaje mas bajo del 176488 y 355544 en las zonas I yIV respectivamente Mientras que la poblacion estelar mayor de 125 Giga ano notienen asociado ningun porcentaje en la contribucion del espectro sintetico

43

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Existe una poca contribucion de poblacion estelar de tipo frıo K o M en NGC6240ya que la metalicidad de este tipo de poblaciones es aproximadamente cero en lasıntesis espectral mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para la zona IVpertenecen a poblaciones jovenes de tipo espectral O y M

44 Marıa E Rojas A

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BIBLIOGRAFIA 50 Marıa E Rojas A

CAPITULO 7

Anexos

SSP Edad [anos] Z Mstar

bc2003-hr-m42-chab-ssp-032spec 000174e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-034spec 000191e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-051spec 000417e9 000400 09666

bc2003-hr-m42-chab-ssp-052spec 000437e9 000400 09622

bc2003-hr-m42-chab-ssp-053spec 000457e9 000400 09579

bc2003-hr-m42-chab-ssp-054spec 000479e9 000400 09534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-055spec 000501e9 000400 09488

bc2003-hr-m42-chab-ssp-070spec 001000e9 000400 08862

bc2003-hr-m42-chab-ssp-073spec 001148e9 000400 08752

bc2003-hr-m42-chab-ssp-074spec 001202e9 000400 08716

bc2003-hr-m42-chab-ssp-075spec 001259e9 000400 08680

bc2003-hr-m42-chab-ssp-076spec 001318e9 000400 08644

bc2003-hr-m42-chab-ssp-077spec 001380e9 000400 08608

bc2003-hr-m42-chab-ssp-078spec 001445e9 000400 08571

bc2003-hr-m42-chab-ssp-079spec 001514e9 000400 08534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-080spec 001585e9 000400 08501

bc2003-hr-m42-chab-ssp-081spec 001660e9 000400 08469

bc2003-hr-m42-chab-ssp-082spec 001738e9 000400 08436

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51

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m42-chab-ssp-084spec 001905e9 000400 08369

bc2003-hr-m42-chab-ssp-087spec 002188e9 000400 08269

bc2003-hr-m42-chab-ssp-088spec 002291e9 000400 08237

bc2003-hr-m42-chab-ssp-112spec 006405e9 000400 07525

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bc2003-hr-m42-chab-ssp-114spec 008064e9 000400 07366

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bc2003-hr-m42-chab-ssp-116spec 010152e9 000400 07207

bc2003-hr-m42-chab-ssp-117spec 011391e9 000400 07130

bc2003-hr-m42-chab-ssp-118spec 012780e9 000400 07064

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bc2003-hr-m42-chab-ssp-120spec 016090e9 000400 06930

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bc2003-hr-m42-chab-ssp-122spec 020256e9 000400 06800

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bc2003-hr-m42-chab-ssp-126spec 032103e9 000400 06550

bc2003-hr-m42-chab-ssp-127spec 036020e9 000400 06486

bc2003-hr-m42-chab-ssp-128spec 040415e9 000400 06427

bc2003-hr-m42-chab-ssp-129spec 045347e9 000400 06370

bc2003-hr-m42-chab-ssp-130spec 050880e9 000400 06313

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bc2003-hr-m42-chab-ssp-132spec 064054e9 000400 06197

bc2003-hr-m42-chab-ssp-133spec 071870e9 000400 06140

bc2003-hr-m42-chab-ssp-134spec 080640e9 000400 06082

bc2003-hr-m42-chab-ssp-135spec 090479e9 000400 06024

bc2003-hr-m42-chab-ssp-201spec 1500000e9 000400 04919

bc2003-hr-m42-chab-ssp-204spec 1575000e9 000400 04915

bc2003-hr-m42-chab-ssp-214spec 1825000e9 000400 04875

bc2003-hr-m42-chab-ssp-218spec 1925000e9 000400 04872

bc2003-hr-m52-chab-ssp-031spec 000166e9 000800 10000

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52 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-032spec 000174e9 000800 10000

bc2003-hr-m52-chab-ssp-034spec 000191e9 000800 10000

bc2003-hr-m52-chab-ssp-051spec 000417e9 000800 09645

bc2003-hr-m52-chab-ssp-052spec 000437e9 000800 09599

bc2003-hr-m52-chab-ssp-054spec 000479e9 000800 09496

bc2003-hr-m52-chab-ssp-055spec 000501e9 000800 09443

bc2003-hr-m52-chab-ssp-070spec 001000e9 000800 08827

bc2003-hr-m52-chab-ssp-073spec 001148e9 000800 08725

bc2003-hr-m52-chab-ssp-074spec 001202e9 000800 08691

bc2003-hr-m52-chab-ssp-075spec 001259e9 000800 08657

bc2003-hr-m52-chab-ssp-076spec 001318e9 000800 08622

bc2003-hr-m52-chab-ssp-077spec 001380e9 000800 08587

bc2003-hr-m52-chab-ssp-078spec 001445e9 000800 08552

bc2003-hr-m52-chab-ssp-079spec 001514e9 000800 08517

bc2003-hr-m52-chab-ssp-080spec 001585e9 000800 08485

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bc2003-hr-m52-chab-ssp-084spec 001905e9 000800 08354

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bc2003-hr-m52-chab-ssp-112spec 006405e9 000800 07527

bc2003-hr-m52-chab-ssp-113spec 007187e9 000800 07451

bc2003-hr-m52-chab-ssp-114spec 008064e9 000800 07376

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bc2003-hr-m52-chab-ssp-122spec 020256e9 000800 06838

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53 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-123spec 022727e9 000800 06781

bc2003-hr-m52-chab-ssp-124spec 025500e9 000800 06723

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bc2003-hr-m52-chab-ssp-135spec 090479e9 000800 06086

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bc2003-hr-m52-chab-ssp-218spec 1925000e9 000800 04882

bc2003-hr-m62-chab-ssp-031spec 000166e9 002000 10000

bc2003-hr-m62-chab-ssp-032spec 000174e9 002000 10000

bc2003-hr-m62-chab-ssp-034spec 000191e9 002000 09996

bc2003-hr-m62-chab-ssp-051spec 000417e9 002000 09535

bc2003-hr-m62-chab-ssp-052spec 000437e9 002000 09482

bc2003-hr-m62-chab-ssp-054spec 000479e9 002000 09384

bc2003-hr-m62-chab-ssp-055spec 000501e9 002000 09342

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bc2003-hr-m62-chab-ssp-071spec 001047e9 002000 08716

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bc2003-hr-m62-chab-ssp-073spec 001148e9 002000 08644

bc2003-hr-m62-chab-ssp-074spec 001202e9 002000 08608

bc2003-hr-m62-chab-ssp-075spec 001259e9 002000 08572

bc2003-hr-m62-chab-ssp-076spec 001318e9 002000 08535

bc2003-hr-m62-chab-ssp-077spec 001380e9 002000 08503

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54 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-078spec 001445e9 002000 08472

bc2003-hr-m62-chab-ssp-079spec 001514e9 002000 08440

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bc2003-hr-m62-chab-ssp-082spec 001738e9 002000 08342

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bc2003-hr-m62-chab-ssp-201spec 1500000e9 002000 04999

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55 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-204spec 1575000e9 002000 04991

bc2003-hr-m62-chab-ssp-214spec 1825000e9 002000 04946

bc2003-hr-m62-chab-ssp-218spec 1925000e9 002000 04941

bc2003-hr-m72-chab-ssp-031spec 000166e9 005000 09918

bc2003-hr-m72-chab-ssp-032spec 000174e9 005000 09933

bc2003-hr-m72-chab-ssp-034spec 000191e9 005000 09890

bc2003-hr-m72-chab-ssp-051spec 000417e9 005000 09299

bc2003-hr-m72-chab-ssp-052spec 000437e9 005000 09260

bc2003-hr-m72-chab-ssp-054spec 000479e9 005000 09186

bc2003-hr-m72-chab-ssp-055spec 000501e9 005000 09147

bc2003-hr-m72-chab-ssp-070spec 001000e9 005000 08524

bc2003-hr-m72-chab-ssp-071spec 001047e9 005000 08491

bc2003-hr-m72-chab-ssp-072spec 001096e9 005000 08459

bc2003-hr-m72-chab-ssp-073spec 001148e9 005000 08427

bc2003-hr-m72-chab-ssp-074spec 001202e9 005000 08393

bc2003-hr-m72-chab-ssp-075spec 001259e9 005000 08360

bc2003-hr-m72-chab-ssp-076spec 001318e9 005000 08326

bc2003-hr-m72-chab-ssp-077spec 001380e9 005000 08292

bc2003-hr-m72-chab-ssp-078spec 001445e9 005000 08262

bc2003-hr-m72-chab-ssp-079spec 001514e9 005000 08233

bc2003-hr-m72-chab-ssp-081spec 001660e9 005000 08174

bc2003-hr-m72-chab-ssp-082spec 001738e9 005000 08143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-084spec 001905e9 005000 08081

bc2003-hr-m72-chab-ssp-087spec 002188e9 005000 07990

bc2003-hr-m72-chab-ssp-088spec 002291e9 005000 07958

bc2003-hr-m72-chab-ssp-112spec 006405e9 005000 07345

bc2003-hr-m72-chab-ssp-113spec 007187e9 005000 07278

bc2003-hr-m72-chab-ssp-114spec 008064e9 005000 07211

bc2003-hr-m72-chab-ssp-115spec 009048e9 005000 07144

bc2003-hr-m72-chab-ssp-116spec 010152e9 005000 07092

bc2003-hr-m72-chab-ssp-117spec 011391e9 005000 07039

bc2003-hr-m72-chab-ssp-118spec 012780e9 005000 06985

Continua en la pagina siguiente

56 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m72-chab-ssp-119spec 014340e9 005000 06930

bc2003-hr-m72-chab-ssp-120spec 016090e9 005000 06876

bc2003-hr-m72-chab-ssp-121spec 018053e9 005000 06823

bc2003-hr-m72-chab-ssp-122spec 020256e9 005000 06771

bc2003-hr-m72-chab-ssp-123spec 022727e9 005000 06720

bc2003-hr-m72-chab-ssp-124spec 025500e9 005000 06669

bc2003-hr-m72-chab-ssp-125spec 028612e9 005000 06618

bc2003-hr-m72-chab-ssp-126spec 032103e9 005000 06566

bc2003-hr-m72-chab-ssp-127spec 036020e9 005000 06514

bc2003-hr-m72-chab-ssp-128spec 040415e9 005000 06461

bc2003-hr-m72-chab-ssp-129spec 045347e9 005000 06410

bc2003-hr-m72-chab-ssp-130spec 050880e9 005000 06356

bc2003-hr-m72-chab-ssp-131spec 057088e9 005000 06302

bc2003-hr-m72-chab-ssp-132spec 064054e9 005000 06253

bc2003-hr-m72-chab-ssp-133spec 071870e9 005000 06196

bc2003-hr-m72-chab-ssp-134spec 080640e9 005000 06143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-135spec 090479e9 005000 06088

bc2003-hr-m72-chab-ssp-201spec 1500000e9 005000 04972

bc2003-hr-m72-chab-ssp-204spec 1575000e9 005000 04960

bc2003-hr-m72-chab-ssp-214spec 1825000e9 005000 04924

bc2003-hr-m72-chab-ssp-218spec 1925000e9 005000 04908

Cuadro 71 Base N

57 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

3416 3436 [Ne v] 34260

3718 3735 [O II] 37260

3720 3737 [O II] 37288

3796 3802 H10 37979

3833 3841 H90 38354

3862 3871 [Ne III] 38691

3882 3891 H8 HeI 38890

3961 3973 [Ne III] 39678

3961 3974 Hε 39701

4024 4030 He I 40262

4067 4070 [S II] 40686

4095 4107 Hδ 41017

4332 4346 Hγ 43405

4469 4475 He I 44715

4854 4868 Hβ 48613

4947 4968 [O III] 49589

4998 5019 [O III] 50068

5009 5022 He I 50157

5156 5164 [Fe VII] 51584

5193 5202 [N I] 51991

5267 5274 [Fe III] 52704

5868 5883 He I 58756

6296 6303 [O I] 63003

6303 6315 [S III] 63121

6355 6372 [O I] 63638

6538 6591 [N II] 65480

6547 6576 Hα 65628

6575 6591 [N II] 65835

6667 6681 He I 66782

6710 6743 [S II] 67164

6718 6743 [S II] 67308

7061 7072 He I 70652

Continua en la pagina siguiente

58 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

7125 7142 [Ar III] 71358

7315 7329 [O II] 73195

7320 7335 [O II] 73302

6845 6945 BC03 lowastlowast7165 7210 BC03 lowastlowast7550 7725 BC03 lowastlowast5880 5906 NaD 5890 lowast lowast lowast9059 9079 [S III] 90690

lowast Lınea de emision

lowastlowast Region en la problematica Bruzual y Charlot (2003)

lowast lowast lowast Absorcion del medio interestelar en 5896A

Cuadro 72 Mascara General desarrollada por NataliaVale Asari (2005) para Starlight

59 Marıa E Rojas A

  • Acroacutenimos
  • Introduccioacuten
  • Fundamentos de Espectroscopiacutea
    • Fundamentos
    • Espectros Astrofiacutesicos
    • Nuacutecleos Activos de Galaxias
      • Sistema NGC6240
      • Sistema NGC6240
      • Coacutedigo de Siacutentesis Espectral
        • Modelo Fiacutesico - Matemaacutetico
        • Modelo Computacional
        • Bases Espectrales
          • Construccioacuten de una Poblacioacuten Estelar Simple (SSPs)
          • Modelos de Poblaciones Estelares Simples
              • Extraccioacuten y Anaacutelisis de Espectros
                • Reduccioacuten
                • Caracterizacioacuten
                  • Espectroscopiacutea Sinteacutetica
                    • Siacutentesis espectral
                    • Sustraccioacuten espectral
                    • Caracterizacioacuten espectral
                      • Clasificacioacuten de NGC6240
                        • Propiedades fiacutesicas de NGC6240
                          • Conclusiones
                            • Bibliografiacutea
                              • Anexos
Page 34: Espectroscop a estelar sint etica, aplicaciones astrof sicas · con modelos estelares que siguen una l nea de tiempo, producidos por la combinacion de bibliotecas de evolucion estelar,

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Nombre Metalicidad [Z] Fuente

Padova 1994 0001ndash 010 Alongi et al (1993)

Bressan et al (1993)

Fagotto et al (1994a)

Fagotto et al (1994b)

Girardi et al (1996)

Padova 2000 00004 ndash003 Girardi et al (2000)

Geneva 002 Schaller et al (1992)

Charbonnel et al (1996)

Charbonnel et al (1999)

Cuadro 31 Trayectorias Evolutivas usadas en BC03 Fuente BC03

MILES (A Medium Resolution INT Library of Empirical Spectra) Contiene 985estrellas observadas entre 3200A - 7500A y resolucion media de 23A (Sanchez-Blazquez et al 2006)

Granada contiene 1654 espectros estelares compuestos con modelos de atmosferaestelar entre 3000A - 7000A y resolucion espectral de 03A (Martins et al 2005)

Bruzual amp Charlot (2003 BC03) Contiene 26 modelos de base con SSPs calculadosutilizando trayectoria evolutiva de Padova 1994 (Alongi et al 1993 Bressan et al1993 Fagotto et al 1994 Girardi et al 1996) cada base contiene 221 espectros dealta resolucion con edades desde t = 0 a t = 20 Giga anos en un rango de 3200A -9500A en unidades de LAminus1 Mminus1

13 de estas SSPS utilizan la FMI de Chabrier(2003) con Mlow = 01 M y Mupp = 100 M normalizados a una masa total de1M en las estrellas a la edad t = 0 las otras 13 SSPs son analogos Salpeter

Para este trabajo se adapto la base de poblaciones estelares simples de la biblioteca deBruzual e Charlot (2003 BC03) que se basa en trayectorias evolutivas y en bibliotecasde espectros estelares descritas en la tabla 31 32 y 33 La mayorıa de los resultadospublicados de Starlight usan este modelo por su amplia gama en edades y metalicidades

Para reproducir la formacion estelar de NGC6240 se utiliza una base que contiene 200SSPs con edades entre 2 times 106 y 13times1010 anos con resolucion de 3A en un rango de3200A a 9500A para las metalicidades de 02Z (m42) 04Z (m52) 1Z (m62) y 25Z(m72) con rutas evolutivas de Padova 1994 libreria STELIB 2003 y funcion masa inicialde Chabrier (2003) mostrados en el cuadro anexo 71 y visualizados en la figura 31 Ca-da una de las figuras representa una metalicidad de la base con sus respectivos 50 SSPscorrespondientes a diferentes edades En ellas es posible observar que los espectros se

33 BASES ESPECTRALES 24 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Nombre Tipo Intervalo de Resolucion Intervalo de Fuente

longitud de onda metalididad

BaSeL teorica 91 A a 160 micro m 300 105Z a 10Z Kurucz (1995 pc)

Bessel et al (1989)

Bessel et al (1991)

Fluks et al (1994)

Allard amp Hauschidt (1995)

Rauch (2002)

STELIB observacional 3200A a 9500A 2000 - 20 lt[FeH] lt050 Le Borgne et al (2003)

Pickles observacional 1205A a 25 micro m 500 Z Pickles (1998)

Fanelli et al (1992)

Cuadro 32 Bibliotecas de espectros estelares de BC03 Fuente BC03

Nombre Calibracion Fuente

BaSeL 10 teorica Lejeune et al (1997)

Lejeune et al (1998)

BaSeL 22 semi-empırica Lejeune et al (1997)

Lejeune et al (1998)

BaSeL 31 semi-empırica Westera (2000)

Padova 2000 00004 a 003 Westera et al (2002)

Cuadro 33 Diferentes calibraciones basadas BaSeL Fuente BC03

33 BASES ESPECTRALES 25 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

distribuyen desde la poblacion estelar de mayor temperatura en la parte superior hastalas mas frıas en la parte inferior cada espectro se encuentra calibrado por flujo y sonnormalizados a la unidad de masa solar (M)

Otra caracterıstica de la base BC03 es que no reproduce las lıneas de emision observadaspor lo tanto solo es posible reproducir las lıneas de absorcion debidas a la formacionestelar Es entonces donde el codigo requiere enmascarar o definir rangos de longitud deonda que correspondan a las lıneas de emision con el fin de aumentar la sensibilidaddel ajuste y encontrar ası la componente de absorcion que puede estar siendo opacadapor las lıneas de emision del mismo intervalo Para este trabajo se utiliza la mascarageneral dispuesta dentro del codigo adaptada en la tesis doctoral Natalia Vale Asari(2005) donde se enmascaran la lıneas de emision mas fuertes La mascara esta basada enlos trabajos de Gonzalez-Delgado et al (1995) Pastoriza et al(1993) Benjamin et al(1999) y Zhang et al (2005) y en regiones problematicas de la base de Bruzual y Charlot(2003) asociadas a efectos turbulentos entre 6845A - 6945A y entre 7550A - 7725A y laregion entre 7165A -7210A debida a errores sistematicos La mascara general detallada sepuede ver en la tabla anexa 72

33 BASES ESPECTRALES 26 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

02 Z∘

Log(L λ)[L ∘Å-

1 M∘-

1 ]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

04 Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

file=357911131415171921232527293133353639414345474951535557596163

(a) (b)Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

file=357911131517192123252729313335373941434547495153555759

25Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

y136y135y132y131y130y129y128y127y125y122y121y120y119y118y117y116y115y114y109y106y98y95y94y93y92y90y88y89y97y86y85y84y83y81y59y58y57y56y55y54x51y51y49x48y48y47y46y40y39

(c) (d)

Figura 31 Espectros de SSPs del modelo BC03 Bruzual amp Charlot 2003 para diferentesmetalicidades (a) 02Z (m42) (b) 04Z (m52) (c) 1Z(m62) (d) 25Z(m72) cadametalicidad contiene 50 SSPs con edades entre 2times 106 y 13times 1010 anos Resolucion de3A

33 BASES ESPECTRALES 27 Marıa E Rojas A

CAPITULO 4

Extraccion y Analisis de Espectros

El espectro original se obtuvo con el espectrografo ISIS del telescopio William Herschel de4 2m (WHT) instalado en la Palma (Canarias) utilizando las configuraciones R300B -CCD EEV 12 y R316R - CCD MARCONI2 para los brazos azul y rojo respectivamenteentre 3000A- 5000A y 5000A - 7800A con una escala de 149 segundos de arcomm alo largo de la hendidura El espectro fue cedido por la doctora Rosa Gomez Delgadodel Instituto de Astrofısica de Andalucia Los detalles de la observacion se encuentranregistrados en la tabla 41

Fecha Brazo CCD+gratting Slit PA Slit width (arcsec) texp[sec]

20050910 Red MARCONI2+R316R 88593063 1237020 900

20050909 Blue EEV12+R300B 88620857 1237020 900

Cuadro 41 Resumen de las observaciones espectroscopicas de NGC6240

41 Reduccion

En un espectro obtenido con una apertura donde no es posible identificar cual es lazona espacialmente localizada se hace necesario encontrar la orientacion espacial a fin deajustar la imagen espectral respecto a una imagen fotografica de orientacion conocida Estareorientacion fue realizada por Rosa Gomez Delgado y Mario A Higuera G con rutinas deIRAF (Image Reducction and Astronomical Facilities ver httpwwwirafcom) tomandocomo imagen fotografica de referencia la dispuesta en la base del Telescopio EspacialHubble (HST) ver httphubblesiteorggallery

28

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Figura 41 Reduccion espectral para el filtro Rojo separacion espacial fuente Mario AHiguera G

Un vez reorientado el espectro original se realizo una separacion de la cantidad de luzque paso a traves de la apertura del instrumento para los filtros rojo y azul a lo largodel rango espacial definido En la apertura espacial aparecen todas las fuentes de emisionpresentes en el momento del registro Al visualizarlas con la rutina apall de IRAF figura41 se separan las regiones de estudio

El analisis permito identificar y reducir seis zonas en total para cada filtro que al sersuperpuestas con la imagen fotografica espacial de NGC6240 se distiguieron ası zona Inucleo del sur zona II proximidad hacia el sur de la zona I zona III proximidad hacia elnorte del registro fotografico zona IV nucleo del norte zona V seccion intermedia entrelos dos nucleos y finalmente la zona VI estrella de calibracion

De todas las zonas se obtuvo un espectro para cada filtro estos fueron normalizados ypromediados con el fin de dar unicidad y ası permitir visualizar un espectro del visible enun rango entre 3200A y 7200A para todas las zonas Los espectros obtenidos se corrigieronpor Doppler (z = 0024480 NED ver httpnedipaccaltechedu) y exceso de colorasociado al polvo segun Cardelli et al (1989) en donde

E(BminusV ) = minus232 log

(Rint

Robs

)siendo Rint = 31 y Robs =HαHβ la relacion de flujos previamnete calibados de las lıneasHα y Hβ medidos por tecnica de separacion en LINER1

1LINER herramienta computacional del reporte interno de Richard W Pogge la cual utiliza una

41 REDUCCION 29 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Figura 42 Imagen fotografica del HST de NGC6240

Los espectros al final de la reduccion que se utilizaron para este trabajo se presentan enla figura 43

Al realizar el analisis de cada una de las zonas reducidas se encuentra que las zonas Iy IV presentan espectros asociados a nucleos activos las zonas II y III corresponden alas regiones adyacentes de estos nucleos que debido a su baja razon senal-ruido no serananalizadas en este trabajo la zona V corresponde a la zona intermedia debida a la fuertecomponente estelar presente en el espectro y finalmente la zona VI presenta un espectrocaracterıstico de una estrella identificada en la imagen fotografica que se utiliza comopatron de referencia figura 42

tecnica que define un continuo arbitrario sobre el cual es posible marcar el centro esperado de una lıneasobre un espectro esto permite adquirir los valores de λ centro de lınea FWHM ancho equivalente yflujo de las lıneas tanto de emision como de absorcion

41 REDUCCION 30 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

0

2eminus13

4eminus13

6eminus13

8eminus13

λ[Å]4000 5000 6000

Zona I

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

0

2eminus16

4eminus16

6eminus16

8eminus16

1eminus15

12eminus15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona II

(a) (b)

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

minus2eminus16

minus1eminus16

0

1eminus16

2eminus16

3eminus16

4eminus16

λ[Å]3000 4000 5000 6000 7000

Zona III

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

0

5eminus14

1eminus13

15eminus13

2eminus13

25eminus13

3eminus13

35eminus13

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona IV

(c) (d)

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

minus1eminus16

0

1eminus16

2eminus16

3eminus16

4eminus16

5eminus16

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona V

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

2eminus17

4eminus17

6eminus17

8eminus17

1eminus16

12eminus16

λ[Å]4000 5000 6000 7000

ZonaVI

(e) (f)

Figura 43 Espectros reducidos del visible para NGC6240 (a) Zona I (b) Zona II (c)Zona III (d) Zona IV (e) Zona V (f) Zona VI

41 REDUCCION 31 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

42 Caracterizacion

Los espectros de las zonas I y IV son caracterizados por los valores de λ centro de lıneaFWHM ancho equivalente y flujo de las lıneas de absorcion y emision los cuales se puedenobservar en las tablas 42 y 43 para cada zona respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259856 141934 121105 932365

He I lowast 3820000 38243220 240649 -368885 -331320

[Ne III] 3868760 38665283 196365 960760 849525

K-Ca II lowast 3933000 39298906 825863 -438132 -378235

H-Ca II lowast 3968000 39671277 970000 -270968 -230588

He I 4026000 40302915 870264 207639 172326

[S II] 4068600 40671338 613711 167254 136787

Fe II 4178862 41774009 188631 0157450 0123046

Hδ 4101740 41114917 365668 0608985 0489181

Hγ 4340471 43366045 920191 176589 128710

Hβ 4861300 48590737 156186 132648 538800

[O III] 4958900 49586538 303193 112192 394091

[ OIII] 5006840 50054878 217619 263052 856364

C-C lowast 5165000 51681416 204788 -181874 -0543207

Fe II 5197570 51986562 182212 770700 227194

Na-I(D) lowast 5892000 58881143 119381 -971280 -202980

[O I] 6300304 62998452 208984 297493 540325

[O I] 6363776 63638130 213094 886981 157329

[N II] 6548050 65467163 236476 372079 629095

Hα 6562819 65614551 236476 988640 172153

[N II] 6583460 65830864 236476 950283 194036

[S II] 6716440 67180718 184565 402939 743104

[S II] 6730810 67330210 184565 288223 514382lowast Lınea de absorcion

Cuadro 42 Lıneas identificadas en la Zona I de NGC6240

En la caracterizacion de las dos zonas sobresale una significativa emision de Hβ [OIII]5007A Hα y [NII] 6585A asociadas a la formacion estelar o actividad del nucleo galacticoTambien es posible observar la presencia de lıneas de emision de HeI [OI] en conjuntocon la serie de Balmer Ası mismo fue posible medir la lınea de emision [OII] en 3727Ajunto con las lıneas de H-Ca K-Ca

42 CARACTERIZACION 32 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3728815 37295811 139871 980735 752002

[Ne III] 3868760 38702319 202032 129640 988668

K-Ca II lowast 3933000 39331504 649803 -303453 -241752

H-Ca II lowast 3968000 39680195 689754 -287500 -234462

G-banda lowast 4301000 43048105 301566 -703450 -553622

Hγ 4340471 43404194 808685 104001 0771791

Hβ 4861300 48625376 157743 105704 477370

[O III] 4958900 49602510 204316 867190 374412

[O III] 5006840 50088350 156499 203541 858706

C-C lowast 5165000 51694761 221025 -478236 -186147

[O I] 6300304 62999092 223367 346819 593403

[O I] 6363776 63637612 260837 125170 209970

[N II] 6548050 65507192 180655 374786 791877

Hα 6562819 65663501 180655 788344 165570

[N II] 6583460 65867407 180655 101594 211693

[S II] 6716440 67188540 132432 320833 634206

[S II] 6730810 67328965 185795 414013 81368lowast Lınea de absorcion

Cuadro 43 Lıneas identificadas en la Zona IV de NGC6240

42 CARACTERIZACION 33 Marıa E Rojas A

CAPITULO 5

Espectroscopıa Sintetica

Ajustada la sintesis de poblacion estelar inherente al codigo Starlight se estudio la galaxiaNGC6240 y se obtuvieron propiedades fısicas tales como la composicion estelar a lo largode la historia de la formacion estelar de la galaxia bajo la biblioteca de Bruzual y Char-lot (2003) parametros cineticos como extincion por polvo AV y el vector de poblacionestelar en terminos de una fraccion de luz(xj) obtenidos con la interprestacion del porcen-taje de formacion estelar sintetica y las caracterısticas de las lıneas de absorcion obtenidas

51 Sıntesis espectral

Con el fin de encontrar la sintesis de la poblacion estelar de los dos nucleos del sistema encolision NGC6240 se ejecuto el codigo Starlight para las zonas en las que era posible vi-sualizar la regiones centrales de cada nucleo zonas I y IV Con estos espectros de entradase ejecutaron las combinaciones lineales de la base de Bruzual y Charlot (2003) para lasmetalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z individualmente con esto se identificaron laspoblaciones estelares que contribuıan en la reproduccion sintetica de cada zona Con baseen estos resultados parciales finalmente se construyo la base que mejor representa cadazona respectivamente Esta contiene 200 poblaciones estelares con edades entre 2 times 106

y 13times1010 anos resolucion de 3A en un rango de 3200A a 9500A con metalicidades de02Z 04Z 1Z y 25Z rutas evolutivas de Padova 1994 libreria STELIB y funcionmasa inicial de Chabrier (2003)

La busqueda del mejor ajuste entre el espectro de entrada y el espectro de salida se centroen disminuir al maximo el valor de la relacion [chi2Nleff ] la cual relaciona el valor delχ2 de cada valor de λ Otro valor que se tuvo en cuenta fue la desviacion media porcentual

34

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

de todos los pıxeles con relacion al espectro de entrada [adev( )] los mejores valores seregistraron en la tabla 51

Parametro Zona I Zona IV

[chi2Nleff ] 137545 113193

[adev( )] 638644 446156

Cuadro 51 Calidad del ajuste de Starlight

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

Figura 51 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral I de NGC6240 (trazo negro)

Los espectros de la formacion estelar logrados con este ajuste se muestran en las figuras51 y 52 en donde el trazo rojo representa la formacıon estelar asociada al espectro deentrada representado con el trazo negro de las zonas I y IV respectivamente

En estas figuras se puede observar una componente de absorcion sintetica por cada lıneade emision observada del espectro de entrada como es el caso de las lıneas en la longitudde onda de 3740A 3796A 3837A 3887A 3933A 3969A 4098A 4338A 4100A 4339A4860A 6548A las cuales corresponde a transiciones electronicas conocidas y definidas enel cuadro 11

51 SINTESIS ESPECTRAL 35 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

ObservadoSinteacutetico

Figura 52 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral IV de NGC6240 (trazo negro)

51 SINTESIS ESPECTRAL 36 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

52 Sustraccion espectral

Un vez definida la formacion estelar de cada una de la zonas espectrales se realizo unasustraccion de la formacion estelar asociada a cada zona con el fin de descontaminar elespectro de emision del nucleo activo filtrando ası un espectro de mejores caracterısticasel cual es posible observar en el trazo azul de las figuras 53 y 54

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 53 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral I de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral I de NGC6240 (negro)obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z(b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 37 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 54 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral VI de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral IV de NGC6240(negro) obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Zy 25Z (b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 38 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

53 Caracterizacion espectral

Cada uno de los espectros se caracterizo con la identificacion de todas las lıneas de emisionpresentes en ellas una vez realizada la sustraccion mediante un ajuste de tipo gaussianodefinido en un continuo aleatorio en el software LINER siendo posible obtener el centrode lınea el ancho total a la mitad de la altura (FWHM) y el flujo total visualizados enlas tablas 53 y 53 para las zonas I y IV respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259714 145056 273839 953139

H11 3770630 37686479 440904 425545 149716

H10 3797898 37960681 401993 326624 112110

H9 3835384 38334482 367421 376538 124836

[Ne III] 3868760 38685388 179806 168928 541474

K Ca-II lowast 3933000 39294148 131932 -206818 -623528

H Ca-II 3968000 39691155 446669 468596 135456

He I 4026000 40263750 264590 900988 244257

[S II] 4068600 40721025 240745 173767 446216

Hδ 4101740 40978579 169919 276703 688289

Hγ 4340471 43382275 130266 353231 612874

Hβ 4861300 48594336 151258 -677140 792772

[O III] 4958900 49571484 182238 -129678 227669

[O III] 5006840 50056445 189935 -360470 737521

Fe II 5197570 51990830 217043 -909013 291244

[O I] 6300304 62998164 236848 -365105 644235

[O I] 6363776 63634268 280102 -542065 239085

[NII] 6548050 65466426 250518 -330128 652055

Hα 6562819 65614375 250518 -114643 186725

[N II] 6583460 65836201 250518 -195511 214778

[S II] 6716440 67192485 222886 -472177 102774

[S II] 6730810 67358408 222886 -280570 502474lowast Lınea de absorcion

Cuadro 52 Lıneas de Emision Zona I de NGC6240

531 Clasificacion de NGC6240

Para clasificar a NGC6240 entre los tipos de nucleo activo descritos en la literatura seutilizo las razones de flujo para la ubicacion de este sistema en el diagrama BPT (Bald-win Phillips amp Terlevich 1981) descrito en Cid Fernandes et al (2010) como la mejorseparacion entre galaxias tipo Seyfert LINER y de formacion estelar fuerte mediante la

53 CARACTERIZACION ESPECTRAL 39 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[ O I] 3726032 37296033 143969 -221934 787713

[Ne III] 3868760 38706140 118089 -233171 399531

K Ca-II lowast 3933000 39330952 120923 341232 -383848

S II 4076349 40792864 693475 913706 854107

Hδ 4101742 41004019 936462 679737 301683

Fe II lowast 4303176 43052456 192020 -119689 -283858

Hγ 4340471 43394087 100879 155567 419237

Hβ 4861300 48617803 144197 -647377 680787

[O III] 4958900 49606152 172003 -194691 316305

[O III] 5006840 50090156 161854 -479744 914152

[O I] 6300304 63029087 178476 -155210 621454

[O I] 6363776 63667563 189027 334244 199334

[N II] 6548050 65512285 184697 -152528 896611

Hα 6562819 65665557 184697 -1004495E+06 173249

[N II ] 6583460 65869326 184697 711567 217207

[S II] 6716440 67182754 122346 -459232 516263

[S II] 6730810 67316655 212515 -152349 100130lowast Lınea de absorcion

Cuadro 53 Lıneas de Emision Zona IV de NGC6240

relacion de los flujos de las lıneas de emision de Hα Hβ [NII]λ6584 y [OIII]λ5007 enlog([NII]λ6584 Hα) y log([OIII]λ5007Hβ) que para el caso de la region VI es

log([NII]λ6584 Hα) =020

y

log([OIII]λ5007 Hβ) =-028

lo que ubica a NGC6240 en el diagrama BPT dentro de las galaxia tipo LINER en con-cordancia con el catalogo de Veron-Cetty de (2006)

54 Propiedades fısicas de NGC6240

Los parametros derivados del mejor modelo de la sıntesis permiten adicionalmente calcu-lar y encontrar algunas propiedades fısicas de la galaxia tabla 54 A partir de cada unode estos parametros fue posible asociar las siguientes propiedades

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 40 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Parametro Definicion Zona I Zona IV

[summinus of minus xj( )] Vector de poblacion estelar 9422336 9897032

[Miniminus tot] Fraccion de masa 846570E+02 706677E+03

[Mcor minus tot] Logaritmo de la masa estelar [M] 613714E+02 363687E+03

[v0minusmin(kms)] -11323 -13292

[vdminusmin(kms)] 4700 8439

[AV minusmin(mag)] Atenuacion del polvo [magnitud] -10000 -10000

Cuadro 54 Calidad del ajuste de Starlight

Zona OSP IPS YPS

I 0 176488 765745

IV 06582 355544 614753

Cuadro 55 Porcentaje de formacion estelar sintetica de NGC6240 poblacion estelar joven(YSPs) t le 0 1 Giga anos poblacion estelar con edad intermedia (ISP) 0 1 lt tISP le 2Giga anos la poblacion estelar con edad superior (OSP) 125 Giga ano Rodrıguez ZaurınJ et al (2008)

EdadLa interpretacion del termino [summinus of minus xj( )] vector poblacion xj discutido enla seccion 31 permitio clasificar la poblacion estelar sintetica en i poblacion estelarjoven (YSPs) con componentes estelares de edad t le 0 1 Giga ano ii poblacionestelar con edad intermedia (ISP) con componentes de edad entre 0 1 lt tISP le 2Giga ano y iii poblacion estelar con edad superior (OSP) con componentes de edadmayor que 12 5 Giga ano Rodrıguez Zaurın J et al (2008) Es entonces como alrealizar un tabulacion de este vector en la sıntesis de NGC6240 se puede concluirque mas del 60 de la poblacion estelar corresponde a poblacion estelar joven elporcentaje de cada componente segun la zona se especifica en la cuadro 55

MetalicidadEl porcentaje de las metalicidades empleadas para reproducir el sistema NGC6240fueron tabulados en el cuadro 56 Se puede concluir que existe una contribucion depoblacion estelar de tipo frıo K o M ya que la metalicidad de este tipo de poblacioneses aproximadamente cero mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para lazona IV pertenecen a poblaciones mas calientes de tipo espectral O y M

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 41 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Zona 02Z( ) 04Z( ) 1Z( ) 25Z( )

I 219 3618 5583 00002

IV 1289 4501 4105 0

Cuadro 56 Porcentaje de la metalicidad media en la sıntesis de NGC6240

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 42 Marıa E Rojas A

CAPITULO 6

Conclusiones

Del mapeo de la galaxia NGC 6240 se logro extraer un espectro de buenas caracte-rısticas correspondiente a las zonas I y IV las cuales responden a las zonas espacialesde los nucleos de la galaxia mientras que para las demas zonas es necesario aunrealizar algunas reducciones con mayor detalle para lograr ası eliminar el alto ruidopresente en los espectros

Sobre los espectros espacialmente definidos se realizo una extraccion que permitioidentificar las lıneas de emision y absorcion presente en la zonas I y IV

Con base en la combinacion de las bases de poblaciones estelares de Bruzual GCharlot S (2003) se construyo un espectro sintetico de buenas caracterısticas conla ejecucion de Spectral Synthesis Code -Starlight Cid Fernandes R (2005) en laszonas I y IV

Se realizo una sustraccion entre el espectro observado y el espectro sintetico a fin deeliminar la componente de absorcion asociada con la formacion estelar reproducidacon el espectro sintetico obtenido dando origen a una tabla de flujos reales de lıneasde emision que no habıan sido posible medir debido a la superposicion de las lıneasde absorcion asociadas a la actividad de formacion estelar de la galaxia huesped

La poblacion estelar presente en el espectro sintetico de NGC 6240 segun la literaturade Rodrıguez Zaurın J (2008) es una poblacion estelar joven con edades entret le 0 1 Giga ano con un porcentaje del 765745 en la zona I y 614753 enla zona IV La poblacion estelar con edad intermedia entre 0 1 lt tISP le 2 Gigaano presentan un porcentaje mas bajo del 176488 y 355544 en las zonas I yIV respectivamente Mientras que la poblacion estelar mayor de 125 Giga ano notienen asociado ningun porcentaje en la contribucion del espectro sintetico

43

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Existe una poca contribucion de poblacion estelar de tipo frıo K o M en NGC6240ya que la metalicidad de este tipo de poblaciones es aproximadamente cero en lasıntesis espectral mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para la zona IVpertenecen a poblaciones jovenes de tipo espectral O y M

44 Marıa E Rojas A

Bibliografıa

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BIBLIOGRAFIA 50 Marıa E Rojas A

CAPITULO 7

Anexos

SSP Edad [anos] Z Mstar

bc2003-hr-m42-chab-ssp-032spec 000174e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-034spec 000191e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-051spec 000417e9 000400 09666

bc2003-hr-m42-chab-ssp-052spec 000437e9 000400 09622

bc2003-hr-m42-chab-ssp-053spec 000457e9 000400 09579

bc2003-hr-m42-chab-ssp-054spec 000479e9 000400 09534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-055spec 000501e9 000400 09488

bc2003-hr-m42-chab-ssp-070spec 001000e9 000400 08862

bc2003-hr-m42-chab-ssp-073spec 001148e9 000400 08752

bc2003-hr-m42-chab-ssp-074spec 001202e9 000400 08716

bc2003-hr-m42-chab-ssp-075spec 001259e9 000400 08680

bc2003-hr-m42-chab-ssp-076spec 001318e9 000400 08644

bc2003-hr-m42-chab-ssp-077spec 001380e9 000400 08608

bc2003-hr-m42-chab-ssp-078spec 001445e9 000400 08571

bc2003-hr-m42-chab-ssp-079spec 001514e9 000400 08534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-080spec 001585e9 000400 08501

bc2003-hr-m42-chab-ssp-081spec 001660e9 000400 08469

bc2003-hr-m42-chab-ssp-082spec 001738e9 000400 08436

Continua en la pagina siguiente

51

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m42-chab-ssp-084spec 001905e9 000400 08369

bc2003-hr-m42-chab-ssp-087spec 002188e9 000400 08269

bc2003-hr-m42-chab-ssp-088spec 002291e9 000400 08237

bc2003-hr-m42-chab-ssp-112spec 006405e9 000400 07525

bc2003-hr-m42-chab-ssp-113spec 007187e9 000400 07446

bc2003-hr-m42-chab-ssp-114spec 008064e9 000400 07366

bc2003-hr-m42-chab-ssp-115spec 009048e9 000400 07287

bc2003-hr-m42-chab-ssp-116spec 010152e9 000400 07207

bc2003-hr-m42-chab-ssp-117spec 011391e9 000400 07130

bc2003-hr-m42-chab-ssp-118spec 012780e9 000400 07064

bc2003-hr-m42-chab-ssp-119spec 014340e9 000400 06997

bc2003-hr-m42-chab-ssp-120spec 016090e9 000400 06930

bc2003-hr-m42-chab-ssp-121spec 018053e9 000400 06863

bc2003-hr-m42-chab-ssp-122spec 020256e9 000400 06800

bc2003-hr-m42-chab-ssp-123spec 022727e9 000400 06738

bc2003-hr-m42-chab-ssp-124spec 025500e9 000400 06676

bc2003-hr-m42-chab-ssp-125spec 028612e9 000400 06613

bc2003-hr-m42-chab-ssp-126spec 032103e9 000400 06550

bc2003-hr-m42-chab-ssp-127spec 036020e9 000400 06486

bc2003-hr-m42-chab-ssp-128spec 040415e9 000400 06427

bc2003-hr-m42-chab-ssp-129spec 045347e9 000400 06370

bc2003-hr-m42-chab-ssp-130spec 050880e9 000400 06313

bc2003-hr-m42-chab-ssp-131spec 057088e9 000400 06256

bc2003-hr-m42-chab-ssp-132spec 064054e9 000400 06197

bc2003-hr-m42-chab-ssp-133spec 071870e9 000400 06140

bc2003-hr-m42-chab-ssp-134spec 080640e9 000400 06082

bc2003-hr-m42-chab-ssp-135spec 090479e9 000400 06024

bc2003-hr-m42-chab-ssp-201spec 1500000e9 000400 04919

bc2003-hr-m42-chab-ssp-204spec 1575000e9 000400 04915

bc2003-hr-m42-chab-ssp-214spec 1825000e9 000400 04875

bc2003-hr-m42-chab-ssp-218spec 1925000e9 000400 04872

bc2003-hr-m52-chab-ssp-031spec 000166e9 000800 10000

Continua en la pagina siguiente

52 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-032spec 000174e9 000800 10000

bc2003-hr-m52-chab-ssp-034spec 000191e9 000800 10000

bc2003-hr-m52-chab-ssp-051spec 000417e9 000800 09645

bc2003-hr-m52-chab-ssp-052spec 000437e9 000800 09599

bc2003-hr-m52-chab-ssp-054spec 000479e9 000800 09496

bc2003-hr-m52-chab-ssp-055spec 000501e9 000800 09443

bc2003-hr-m52-chab-ssp-070spec 001000e9 000800 08827

bc2003-hr-m52-chab-ssp-073spec 001148e9 000800 08725

bc2003-hr-m52-chab-ssp-074spec 001202e9 000800 08691

bc2003-hr-m52-chab-ssp-075spec 001259e9 000800 08657

bc2003-hr-m52-chab-ssp-076spec 001318e9 000800 08622

bc2003-hr-m52-chab-ssp-077spec 001380e9 000800 08587

bc2003-hr-m52-chab-ssp-078spec 001445e9 000800 08552

bc2003-hr-m52-chab-ssp-079spec 001514e9 000800 08517

bc2003-hr-m52-chab-ssp-080spec 001585e9 000800 08485

bc2003-hr-m52-chab-ssp-081spec 001660e9 000800 08453

bc2003-hr-m52-chab-ssp-082spec 001738e9 000800 08420

bc2003-hr-m52-chab-ssp-083spec 001820e9 000800 08387

bc2003-hr-m52-chab-ssp-084spec 001905e9 000800 08354

bc2003-hr-m52-chab-ssp-087spec 002188e9 000800 08256

bc2003-hr-m52-chab-ssp-088spec 002291e9 000800 08226

bc2003-hr-m52-chab-ssp-112spec 006405e9 000800 07527

bc2003-hr-m52-chab-ssp-113spec 007187e9 000800 07451

bc2003-hr-m52-chab-ssp-114spec 008064e9 000800 07376

bc2003-hr-m52-chab-ssp-115spec 009048e9 000800 07301

bc2003-hr-m52-chab-ssp-116spec 010152e9 000800 07226

bc2003-hr-m52-chab-ssp-117spec 011391e9 000800 07150

bc2003-hr-m52-chab-ssp-118spec 012780e9 000800 07088

bc2003-hr-m52-chab-ssp-119spec 014340e9 000800 07026

bc2003-hr-m52-chab-ssp-120spec 016090e9 000800 06963

bc2003-hr-m52-chab-ssp-121spec 018053e9 000800 06900

bc2003-hr-m52-chab-ssp-122spec 020256e9 000800 06838

Continua en la pagina siguiente

53 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-123spec 022727e9 000800 06781

bc2003-hr-m52-chab-ssp-124spec 025500e9 000800 06723

bc2003-hr-m52-chab-ssp-125spec 028612e9 000800 06665

bc2003-hr-m52-chab-ssp-126spec 032103e9 000800 06607

bc2003-hr-m52-chab-ssp-127spec 036020e9 000800 06548

bc2003-hr-m52-chab-ssp-128spec 040415e9 000800 06490

bc2003-hr-m52-chab-ssp-129spec 045347e9 000800 06434

bc2003-hr-m52-chab-ssp-130spec 050880e9 000800 06377

bc2003-hr-m52-chab-ssp-131spec 057088e9 000800 06318

bc2003-hr-m52-chab-ssp-132spec 064054e9 000800 06266

bc2003-hr-m52-chab-ssp-133spec 071870e9 000800 06205

bc2003-hr-m52-chab-ssp-134spec 080640e9 000800 06145

bc2003-hr-m52-chab-ssp-135spec 090479e9 000800 06086

bc2003-hr-m52-chab-ssp-201spec 1500000e9 000800 04936

bc2003-hr-m52-chab-ssp-204spec 1575000e9 000800 04935

bc2003-hr-m52-chab-ssp-214spec 1825000e9 000800 04887

bc2003-hr-m52-chab-ssp-218spec 1925000e9 000800 04882

bc2003-hr-m62-chab-ssp-031spec 000166e9 002000 10000

bc2003-hr-m62-chab-ssp-032spec 000174e9 002000 10000

bc2003-hr-m62-chab-ssp-034spec 000191e9 002000 09996

bc2003-hr-m62-chab-ssp-051spec 000417e9 002000 09535

bc2003-hr-m62-chab-ssp-052spec 000437e9 002000 09482

bc2003-hr-m62-chab-ssp-054spec 000479e9 002000 09384

bc2003-hr-m62-chab-ssp-055spec 000501e9 002000 09342

bc2003-hr-m62-chab-ssp-070spec 001000e9 002000 08751

bc2003-hr-m62-chab-ssp-071spec 001047e9 002000 08716

bc2003-hr-m62-chab-ssp-072spec 001096e9 002000 08680

bc2003-hr-m62-chab-ssp-073spec 001148e9 002000 08644

bc2003-hr-m62-chab-ssp-074spec 001202e9 002000 08608

bc2003-hr-m62-chab-ssp-075spec 001259e9 002000 08572

bc2003-hr-m62-chab-ssp-076spec 001318e9 002000 08535

bc2003-hr-m62-chab-ssp-077spec 001380e9 002000 08503

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54 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-078spec 001445e9 002000 08472

bc2003-hr-m62-chab-ssp-079spec 001514e9 002000 08440

bc2003-hr-m62-chab-ssp-081spec 001660e9 002000 08375

bc2003-hr-m62-chab-ssp-082spec 001738e9 002000 08342

bc2003-hr-m62-chab-ssp-084spec 001905e9 002000 08276

bc2003-hr-m62-chab-ssp-087spec 002188e9 002000 08189

bc2003-hr-m62-chab-ssp-088spec 002291e9 002000 08159

bc2003-hr-m62-chab-ssp-112spec 006405e9 002000 07502

bc2003-hr-m62-chab-ssp-113spec 007187e9 002000 07429

bc2003-hr-m62-chab-ssp-114spec 008064e9 002000 07360

bc2003-hr-m62-chab-ssp-115spec 009048e9 002000 07291

bc2003-hr-m62-chab-ssp-116spec 010152e9 002000 07221

bc2003-hr-m62-chab-ssp-117spec 011391e9 002000 07150

bc2003-hr-m62-chab-ssp-118spec 012780e9 002000 07093

bc2003-hr-m62-chab-ssp-119spec 014340e9 002000 07036

bc2003-hr-m62-chab-ssp-120spec 016090e9 002000 06978

bc2003-hr-m62-chab-ssp-121spec 018053e9 002000 06920

bc2003-hr-m62-chab-ssp-122spec 020256e9 002000 06862

bc2003-hr-m62-chab-ssp-123spec 022727e9 002000 06808

bc2003-hr-m62-chab-ssp-124spec 025500e9 002000 06754

bc2003-hr-m62-chab-ssp-125spec 028612e9 002000 06700

bc2003-hr-m62-chab-ssp-126spec 032103e9 002000 06646

bc2003-hr-m62-chab-ssp-127spec 036020e9 002000 06592

bc2003-hr-m62-chab-ssp-128spec 040415e9 002000 06538

bc2003-hr-m62-chab-ssp-129spec 045347e9 002000 06484

bc2003-hr-m62-chab-ssp-130spec 050880e9 002000 06430

bc2003-hr-m62-chab-ssp-131spec 057088e9 002000 06376

bc2003-hr-m62-chab-ssp-132spec 064054e9 002000 06322

bc2003-hr-m62-chab-ssp-133spec 071870e9 002000 06265

bc2003-hr-m62-chab-ssp-134spec 080640e9 002000 06209

bc2003-hr-m62-chab-ssp-135spec 090479e9 002000 06152

bc2003-hr-m62-chab-ssp-201spec 1500000e9 002000 04999

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55 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-204spec 1575000e9 002000 04991

bc2003-hr-m62-chab-ssp-214spec 1825000e9 002000 04946

bc2003-hr-m62-chab-ssp-218spec 1925000e9 002000 04941

bc2003-hr-m72-chab-ssp-031spec 000166e9 005000 09918

bc2003-hr-m72-chab-ssp-032spec 000174e9 005000 09933

bc2003-hr-m72-chab-ssp-034spec 000191e9 005000 09890

bc2003-hr-m72-chab-ssp-051spec 000417e9 005000 09299

bc2003-hr-m72-chab-ssp-052spec 000437e9 005000 09260

bc2003-hr-m72-chab-ssp-054spec 000479e9 005000 09186

bc2003-hr-m72-chab-ssp-055spec 000501e9 005000 09147

bc2003-hr-m72-chab-ssp-070spec 001000e9 005000 08524

bc2003-hr-m72-chab-ssp-071spec 001047e9 005000 08491

bc2003-hr-m72-chab-ssp-072spec 001096e9 005000 08459

bc2003-hr-m72-chab-ssp-073spec 001148e9 005000 08427

bc2003-hr-m72-chab-ssp-074spec 001202e9 005000 08393

bc2003-hr-m72-chab-ssp-075spec 001259e9 005000 08360

bc2003-hr-m72-chab-ssp-076spec 001318e9 005000 08326

bc2003-hr-m72-chab-ssp-077spec 001380e9 005000 08292

bc2003-hr-m72-chab-ssp-078spec 001445e9 005000 08262

bc2003-hr-m72-chab-ssp-079spec 001514e9 005000 08233

bc2003-hr-m72-chab-ssp-081spec 001660e9 005000 08174

bc2003-hr-m72-chab-ssp-082spec 001738e9 005000 08143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-084spec 001905e9 005000 08081

bc2003-hr-m72-chab-ssp-087spec 002188e9 005000 07990

bc2003-hr-m72-chab-ssp-088spec 002291e9 005000 07958

bc2003-hr-m72-chab-ssp-112spec 006405e9 005000 07345

bc2003-hr-m72-chab-ssp-113spec 007187e9 005000 07278

bc2003-hr-m72-chab-ssp-114spec 008064e9 005000 07211

bc2003-hr-m72-chab-ssp-115spec 009048e9 005000 07144

bc2003-hr-m72-chab-ssp-116spec 010152e9 005000 07092

bc2003-hr-m72-chab-ssp-117spec 011391e9 005000 07039

bc2003-hr-m72-chab-ssp-118spec 012780e9 005000 06985

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56 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m72-chab-ssp-119spec 014340e9 005000 06930

bc2003-hr-m72-chab-ssp-120spec 016090e9 005000 06876

bc2003-hr-m72-chab-ssp-121spec 018053e9 005000 06823

bc2003-hr-m72-chab-ssp-122spec 020256e9 005000 06771

bc2003-hr-m72-chab-ssp-123spec 022727e9 005000 06720

bc2003-hr-m72-chab-ssp-124spec 025500e9 005000 06669

bc2003-hr-m72-chab-ssp-125spec 028612e9 005000 06618

bc2003-hr-m72-chab-ssp-126spec 032103e9 005000 06566

bc2003-hr-m72-chab-ssp-127spec 036020e9 005000 06514

bc2003-hr-m72-chab-ssp-128spec 040415e9 005000 06461

bc2003-hr-m72-chab-ssp-129spec 045347e9 005000 06410

bc2003-hr-m72-chab-ssp-130spec 050880e9 005000 06356

bc2003-hr-m72-chab-ssp-131spec 057088e9 005000 06302

bc2003-hr-m72-chab-ssp-132spec 064054e9 005000 06253

bc2003-hr-m72-chab-ssp-133spec 071870e9 005000 06196

bc2003-hr-m72-chab-ssp-134spec 080640e9 005000 06143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-135spec 090479e9 005000 06088

bc2003-hr-m72-chab-ssp-201spec 1500000e9 005000 04972

bc2003-hr-m72-chab-ssp-204spec 1575000e9 005000 04960

bc2003-hr-m72-chab-ssp-214spec 1825000e9 005000 04924

bc2003-hr-m72-chab-ssp-218spec 1925000e9 005000 04908

Cuadro 71 Base N

57 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

3416 3436 [Ne v] 34260

3718 3735 [O II] 37260

3720 3737 [O II] 37288

3796 3802 H10 37979

3833 3841 H90 38354

3862 3871 [Ne III] 38691

3882 3891 H8 HeI 38890

3961 3973 [Ne III] 39678

3961 3974 Hε 39701

4024 4030 He I 40262

4067 4070 [S II] 40686

4095 4107 Hδ 41017

4332 4346 Hγ 43405

4469 4475 He I 44715

4854 4868 Hβ 48613

4947 4968 [O III] 49589

4998 5019 [O III] 50068

5009 5022 He I 50157

5156 5164 [Fe VII] 51584

5193 5202 [N I] 51991

5267 5274 [Fe III] 52704

5868 5883 He I 58756

6296 6303 [O I] 63003

6303 6315 [S III] 63121

6355 6372 [O I] 63638

6538 6591 [N II] 65480

6547 6576 Hα 65628

6575 6591 [N II] 65835

6667 6681 He I 66782

6710 6743 [S II] 67164

6718 6743 [S II] 67308

7061 7072 He I 70652

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58 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

7125 7142 [Ar III] 71358

7315 7329 [O II] 73195

7320 7335 [O II] 73302

6845 6945 BC03 lowastlowast7165 7210 BC03 lowastlowast7550 7725 BC03 lowastlowast5880 5906 NaD 5890 lowast lowast lowast9059 9079 [S III] 90690

lowast Lınea de emision

lowastlowast Region en la problematica Bruzual y Charlot (2003)

lowast lowast lowast Absorcion del medio interestelar en 5896A

Cuadro 72 Mascara General desarrollada por NataliaVale Asari (2005) para Starlight

59 Marıa E Rojas A

  • Acroacutenimos
  • Introduccioacuten
  • Fundamentos de Espectroscopiacutea
    • Fundamentos
    • Espectros Astrofiacutesicos
    • Nuacutecleos Activos de Galaxias
      • Sistema NGC6240
      • Sistema NGC6240
      • Coacutedigo de Siacutentesis Espectral
        • Modelo Fiacutesico - Matemaacutetico
        • Modelo Computacional
        • Bases Espectrales
          • Construccioacuten de una Poblacioacuten Estelar Simple (SSPs)
          • Modelos de Poblaciones Estelares Simples
              • Extraccioacuten y Anaacutelisis de Espectros
                • Reduccioacuten
                • Caracterizacioacuten
                  • Espectroscopiacutea Sinteacutetica
                    • Siacutentesis espectral
                    • Sustraccioacuten espectral
                    • Caracterizacioacuten espectral
                      • Clasificacioacuten de NGC6240
                        • Propiedades fiacutesicas de NGC6240
                          • Conclusiones
                            • Bibliografiacutea
                              • Anexos
Page 35: Espectroscop a estelar sint etica, aplicaciones astrof sicas · con modelos estelares que siguen una l nea de tiempo, producidos por la combinacion de bibliotecas de evolucion estelar,

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Nombre Tipo Intervalo de Resolucion Intervalo de Fuente

longitud de onda metalididad

BaSeL teorica 91 A a 160 micro m 300 105Z a 10Z Kurucz (1995 pc)

Bessel et al (1989)

Bessel et al (1991)

Fluks et al (1994)

Allard amp Hauschidt (1995)

Rauch (2002)

STELIB observacional 3200A a 9500A 2000 - 20 lt[FeH] lt050 Le Borgne et al (2003)

Pickles observacional 1205A a 25 micro m 500 Z Pickles (1998)

Fanelli et al (1992)

Cuadro 32 Bibliotecas de espectros estelares de BC03 Fuente BC03

Nombre Calibracion Fuente

BaSeL 10 teorica Lejeune et al (1997)

Lejeune et al (1998)

BaSeL 22 semi-empırica Lejeune et al (1997)

Lejeune et al (1998)

BaSeL 31 semi-empırica Westera (2000)

Padova 2000 00004 a 003 Westera et al (2002)

Cuadro 33 Diferentes calibraciones basadas BaSeL Fuente BC03

33 BASES ESPECTRALES 25 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

distribuyen desde la poblacion estelar de mayor temperatura en la parte superior hastalas mas frıas en la parte inferior cada espectro se encuentra calibrado por flujo y sonnormalizados a la unidad de masa solar (M)

Otra caracterıstica de la base BC03 es que no reproduce las lıneas de emision observadaspor lo tanto solo es posible reproducir las lıneas de absorcion debidas a la formacionestelar Es entonces donde el codigo requiere enmascarar o definir rangos de longitud deonda que correspondan a las lıneas de emision con el fin de aumentar la sensibilidaddel ajuste y encontrar ası la componente de absorcion que puede estar siendo opacadapor las lıneas de emision del mismo intervalo Para este trabajo se utiliza la mascarageneral dispuesta dentro del codigo adaptada en la tesis doctoral Natalia Vale Asari(2005) donde se enmascaran la lıneas de emision mas fuertes La mascara esta basada enlos trabajos de Gonzalez-Delgado et al (1995) Pastoriza et al(1993) Benjamin et al(1999) y Zhang et al (2005) y en regiones problematicas de la base de Bruzual y Charlot(2003) asociadas a efectos turbulentos entre 6845A - 6945A y entre 7550A - 7725A y laregion entre 7165A -7210A debida a errores sistematicos La mascara general detallada sepuede ver en la tabla anexa 72

33 BASES ESPECTRALES 26 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

02 Z∘

Log(L λ)[L ∘Å-

1 M∘-

1 ]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

04 Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

file=357911131415171921232527293133353639414345474951535557596163

(a) (b)Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

file=357911131517192123252729313335373941434547495153555759

25Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

y136y135y132y131y130y129y128y127y125y122y121y120y119y118y117y116y115y114y109y106y98y95y94y93y92y90y88y89y97y86y85y84y83y81y59y58y57y56y55y54x51y51y49x48y48y47y46y40y39

(c) (d)

Figura 31 Espectros de SSPs del modelo BC03 Bruzual amp Charlot 2003 para diferentesmetalicidades (a) 02Z (m42) (b) 04Z (m52) (c) 1Z(m62) (d) 25Z(m72) cadametalicidad contiene 50 SSPs con edades entre 2times 106 y 13times 1010 anos Resolucion de3A

33 BASES ESPECTRALES 27 Marıa E Rojas A

CAPITULO 4

Extraccion y Analisis de Espectros

El espectro original se obtuvo con el espectrografo ISIS del telescopio William Herschel de4 2m (WHT) instalado en la Palma (Canarias) utilizando las configuraciones R300B -CCD EEV 12 y R316R - CCD MARCONI2 para los brazos azul y rojo respectivamenteentre 3000A- 5000A y 5000A - 7800A con una escala de 149 segundos de arcomm alo largo de la hendidura El espectro fue cedido por la doctora Rosa Gomez Delgadodel Instituto de Astrofısica de Andalucia Los detalles de la observacion se encuentranregistrados en la tabla 41

Fecha Brazo CCD+gratting Slit PA Slit width (arcsec) texp[sec]

20050910 Red MARCONI2+R316R 88593063 1237020 900

20050909 Blue EEV12+R300B 88620857 1237020 900

Cuadro 41 Resumen de las observaciones espectroscopicas de NGC6240

41 Reduccion

En un espectro obtenido con una apertura donde no es posible identificar cual es lazona espacialmente localizada se hace necesario encontrar la orientacion espacial a fin deajustar la imagen espectral respecto a una imagen fotografica de orientacion conocida Estareorientacion fue realizada por Rosa Gomez Delgado y Mario A Higuera G con rutinas deIRAF (Image Reducction and Astronomical Facilities ver httpwwwirafcom) tomandocomo imagen fotografica de referencia la dispuesta en la base del Telescopio EspacialHubble (HST) ver httphubblesiteorggallery

28

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Figura 41 Reduccion espectral para el filtro Rojo separacion espacial fuente Mario AHiguera G

Un vez reorientado el espectro original se realizo una separacion de la cantidad de luzque paso a traves de la apertura del instrumento para los filtros rojo y azul a lo largodel rango espacial definido En la apertura espacial aparecen todas las fuentes de emisionpresentes en el momento del registro Al visualizarlas con la rutina apall de IRAF figura41 se separan las regiones de estudio

El analisis permito identificar y reducir seis zonas en total para cada filtro que al sersuperpuestas con la imagen fotografica espacial de NGC6240 se distiguieron ası zona Inucleo del sur zona II proximidad hacia el sur de la zona I zona III proximidad hacia elnorte del registro fotografico zona IV nucleo del norte zona V seccion intermedia entrelos dos nucleos y finalmente la zona VI estrella de calibracion

De todas las zonas se obtuvo un espectro para cada filtro estos fueron normalizados ypromediados con el fin de dar unicidad y ası permitir visualizar un espectro del visible enun rango entre 3200A y 7200A para todas las zonas Los espectros obtenidos se corrigieronpor Doppler (z = 0024480 NED ver httpnedipaccaltechedu) y exceso de colorasociado al polvo segun Cardelli et al (1989) en donde

E(BminusV ) = minus232 log

(Rint

Robs

)siendo Rint = 31 y Robs =HαHβ la relacion de flujos previamnete calibados de las lıneasHα y Hβ medidos por tecnica de separacion en LINER1

1LINER herramienta computacional del reporte interno de Richard W Pogge la cual utiliza una

41 REDUCCION 29 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Figura 42 Imagen fotografica del HST de NGC6240

Los espectros al final de la reduccion que se utilizaron para este trabajo se presentan enla figura 43

Al realizar el analisis de cada una de las zonas reducidas se encuentra que las zonas Iy IV presentan espectros asociados a nucleos activos las zonas II y III corresponden alas regiones adyacentes de estos nucleos que debido a su baja razon senal-ruido no serananalizadas en este trabajo la zona V corresponde a la zona intermedia debida a la fuertecomponente estelar presente en el espectro y finalmente la zona VI presenta un espectrocaracterıstico de una estrella identificada en la imagen fotografica que se utiliza comopatron de referencia figura 42

tecnica que define un continuo arbitrario sobre el cual es posible marcar el centro esperado de una lıneasobre un espectro esto permite adquirir los valores de λ centro de lınea FWHM ancho equivalente yflujo de las lıneas tanto de emision como de absorcion

41 REDUCCION 30 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

0

2eminus13

4eminus13

6eminus13

8eminus13

λ[Å]4000 5000 6000

Zona I

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

0

2eminus16

4eminus16

6eminus16

8eminus16

1eminus15

12eminus15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona II

(a) (b)

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

minus2eminus16

minus1eminus16

0

1eminus16

2eminus16

3eminus16

4eminus16

λ[Å]3000 4000 5000 6000 7000

Zona III

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

0

5eminus14

1eminus13

15eminus13

2eminus13

25eminus13

3eminus13

35eminus13

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona IV

(c) (d)

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

minus1eminus16

0

1eminus16

2eminus16

3eminus16

4eminus16

5eminus16

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona V

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

2eminus17

4eminus17

6eminus17

8eminus17

1eminus16

12eminus16

λ[Å]4000 5000 6000 7000

ZonaVI

(e) (f)

Figura 43 Espectros reducidos del visible para NGC6240 (a) Zona I (b) Zona II (c)Zona III (d) Zona IV (e) Zona V (f) Zona VI

41 REDUCCION 31 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

42 Caracterizacion

Los espectros de las zonas I y IV son caracterizados por los valores de λ centro de lıneaFWHM ancho equivalente y flujo de las lıneas de absorcion y emision los cuales se puedenobservar en las tablas 42 y 43 para cada zona respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259856 141934 121105 932365

He I lowast 3820000 38243220 240649 -368885 -331320

[Ne III] 3868760 38665283 196365 960760 849525

K-Ca II lowast 3933000 39298906 825863 -438132 -378235

H-Ca II lowast 3968000 39671277 970000 -270968 -230588

He I 4026000 40302915 870264 207639 172326

[S II] 4068600 40671338 613711 167254 136787

Fe II 4178862 41774009 188631 0157450 0123046

Hδ 4101740 41114917 365668 0608985 0489181

Hγ 4340471 43366045 920191 176589 128710

Hβ 4861300 48590737 156186 132648 538800

[O III] 4958900 49586538 303193 112192 394091

[ OIII] 5006840 50054878 217619 263052 856364

C-C lowast 5165000 51681416 204788 -181874 -0543207

Fe II 5197570 51986562 182212 770700 227194

Na-I(D) lowast 5892000 58881143 119381 -971280 -202980

[O I] 6300304 62998452 208984 297493 540325

[O I] 6363776 63638130 213094 886981 157329

[N II] 6548050 65467163 236476 372079 629095

Hα 6562819 65614551 236476 988640 172153

[N II] 6583460 65830864 236476 950283 194036

[S II] 6716440 67180718 184565 402939 743104

[S II] 6730810 67330210 184565 288223 514382lowast Lınea de absorcion

Cuadro 42 Lıneas identificadas en la Zona I de NGC6240

En la caracterizacion de las dos zonas sobresale una significativa emision de Hβ [OIII]5007A Hα y [NII] 6585A asociadas a la formacion estelar o actividad del nucleo galacticoTambien es posible observar la presencia de lıneas de emision de HeI [OI] en conjuntocon la serie de Balmer Ası mismo fue posible medir la lınea de emision [OII] en 3727Ajunto con las lıneas de H-Ca K-Ca

42 CARACTERIZACION 32 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3728815 37295811 139871 980735 752002

[Ne III] 3868760 38702319 202032 129640 988668

K-Ca II lowast 3933000 39331504 649803 -303453 -241752

H-Ca II lowast 3968000 39680195 689754 -287500 -234462

G-banda lowast 4301000 43048105 301566 -703450 -553622

Hγ 4340471 43404194 808685 104001 0771791

Hβ 4861300 48625376 157743 105704 477370

[O III] 4958900 49602510 204316 867190 374412

[O III] 5006840 50088350 156499 203541 858706

C-C lowast 5165000 51694761 221025 -478236 -186147

[O I] 6300304 62999092 223367 346819 593403

[O I] 6363776 63637612 260837 125170 209970

[N II] 6548050 65507192 180655 374786 791877

Hα 6562819 65663501 180655 788344 165570

[N II] 6583460 65867407 180655 101594 211693

[S II] 6716440 67188540 132432 320833 634206

[S II] 6730810 67328965 185795 414013 81368lowast Lınea de absorcion

Cuadro 43 Lıneas identificadas en la Zona IV de NGC6240

42 CARACTERIZACION 33 Marıa E Rojas A

CAPITULO 5

Espectroscopıa Sintetica

Ajustada la sintesis de poblacion estelar inherente al codigo Starlight se estudio la galaxiaNGC6240 y se obtuvieron propiedades fısicas tales como la composicion estelar a lo largode la historia de la formacion estelar de la galaxia bajo la biblioteca de Bruzual y Char-lot (2003) parametros cineticos como extincion por polvo AV y el vector de poblacionestelar en terminos de una fraccion de luz(xj) obtenidos con la interprestacion del porcen-taje de formacion estelar sintetica y las caracterısticas de las lıneas de absorcion obtenidas

51 Sıntesis espectral

Con el fin de encontrar la sintesis de la poblacion estelar de los dos nucleos del sistema encolision NGC6240 se ejecuto el codigo Starlight para las zonas en las que era posible vi-sualizar la regiones centrales de cada nucleo zonas I y IV Con estos espectros de entradase ejecutaron las combinaciones lineales de la base de Bruzual y Charlot (2003) para lasmetalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z individualmente con esto se identificaron laspoblaciones estelares que contribuıan en la reproduccion sintetica de cada zona Con baseen estos resultados parciales finalmente se construyo la base que mejor representa cadazona respectivamente Esta contiene 200 poblaciones estelares con edades entre 2 times 106

y 13times1010 anos resolucion de 3A en un rango de 3200A a 9500A con metalicidades de02Z 04Z 1Z y 25Z rutas evolutivas de Padova 1994 libreria STELIB y funcionmasa inicial de Chabrier (2003)

La busqueda del mejor ajuste entre el espectro de entrada y el espectro de salida se centroen disminuir al maximo el valor de la relacion [chi2Nleff ] la cual relaciona el valor delχ2 de cada valor de λ Otro valor que se tuvo en cuenta fue la desviacion media porcentual

34

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

de todos los pıxeles con relacion al espectro de entrada [adev( )] los mejores valores seregistraron en la tabla 51

Parametro Zona I Zona IV

[chi2Nleff ] 137545 113193

[adev( )] 638644 446156

Cuadro 51 Calidad del ajuste de Starlight

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

Figura 51 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral I de NGC6240 (trazo negro)

Los espectros de la formacion estelar logrados con este ajuste se muestran en las figuras51 y 52 en donde el trazo rojo representa la formacıon estelar asociada al espectro deentrada representado con el trazo negro de las zonas I y IV respectivamente

En estas figuras se puede observar una componente de absorcion sintetica por cada lıneade emision observada del espectro de entrada como es el caso de las lıneas en la longitudde onda de 3740A 3796A 3837A 3887A 3933A 3969A 4098A 4338A 4100A 4339A4860A 6548A las cuales corresponde a transiciones electronicas conocidas y definidas enel cuadro 11

51 SINTESIS ESPECTRAL 35 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

ObservadoSinteacutetico

Figura 52 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral IV de NGC6240 (trazo negro)

51 SINTESIS ESPECTRAL 36 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

52 Sustraccion espectral

Un vez definida la formacion estelar de cada una de la zonas espectrales se realizo unasustraccion de la formacion estelar asociada a cada zona con el fin de descontaminar elespectro de emision del nucleo activo filtrando ası un espectro de mejores caracterısticasel cual es posible observar en el trazo azul de las figuras 53 y 54

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 53 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral I de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral I de NGC6240 (negro)obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z(b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 37 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 54 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral VI de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral IV de NGC6240(negro) obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Zy 25Z (b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 38 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

53 Caracterizacion espectral

Cada uno de los espectros se caracterizo con la identificacion de todas las lıneas de emisionpresentes en ellas una vez realizada la sustraccion mediante un ajuste de tipo gaussianodefinido en un continuo aleatorio en el software LINER siendo posible obtener el centrode lınea el ancho total a la mitad de la altura (FWHM) y el flujo total visualizados enlas tablas 53 y 53 para las zonas I y IV respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259714 145056 273839 953139

H11 3770630 37686479 440904 425545 149716

H10 3797898 37960681 401993 326624 112110

H9 3835384 38334482 367421 376538 124836

[Ne III] 3868760 38685388 179806 168928 541474

K Ca-II lowast 3933000 39294148 131932 -206818 -623528

H Ca-II 3968000 39691155 446669 468596 135456

He I 4026000 40263750 264590 900988 244257

[S II] 4068600 40721025 240745 173767 446216

Hδ 4101740 40978579 169919 276703 688289

Hγ 4340471 43382275 130266 353231 612874

Hβ 4861300 48594336 151258 -677140 792772

[O III] 4958900 49571484 182238 -129678 227669

[O III] 5006840 50056445 189935 -360470 737521

Fe II 5197570 51990830 217043 -909013 291244

[O I] 6300304 62998164 236848 -365105 644235

[O I] 6363776 63634268 280102 -542065 239085

[NII] 6548050 65466426 250518 -330128 652055

Hα 6562819 65614375 250518 -114643 186725

[N II] 6583460 65836201 250518 -195511 214778

[S II] 6716440 67192485 222886 -472177 102774

[S II] 6730810 67358408 222886 -280570 502474lowast Lınea de absorcion

Cuadro 52 Lıneas de Emision Zona I de NGC6240

531 Clasificacion de NGC6240

Para clasificar a NGC6240 entre los tipos de nucleo activo descritos en la literatura seutilizo las razones de flujo para la ubicacion de este sistema en el diagrama BPT (Bald-win Phillips amp Terlevich 1981) descrito en Cid Fernandes et al (2010) como la mejorseparacion entre galaxias tipo Seyfert LINER y de formacion estelar fuerte mediante la

53 CARACTERIZACION ESPECTRAL 39 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[ O I] 3726032 37296033 143969 -221934 787713

[Ne III] 3868760 38706140 118089 -233171 399531

K Ca-II lowast 3933000 39330952 120923 341232 -383848

S II 4076349 40792864 693475 913706 854107

Hδ 4101742 41004019 936462 679737 301683

Fe II lowast 4303176 43052456 192020 -119689 -283858

Hγ 4340471 43394087 100879 155567 419237

Hβ 4861300 48617803 144197 -647377 680787

[O III] 4958900 49606152 172003 -194691 316305

[O III] 5006840 50090156 161854 -479744 914152

[O I] 6300304 63029087 178476 -155210 621454

[O I] 6363776 63667563 189027 334244 199334

[N II] 6548050 65512285 184697 -152528 896611

Hα 6562819 65665557 184697 -1004495E+06 173249

[N II ] 6583460 65869326 184697 711567 217207

[S II] 6716440 67182754 122346 -459232 516263

[S II] 6730810 67316655 212515 -152349 100130lowast Lınea de absorcion

Cuadro 53 Lıneas de Emision Zona IV de NGC6240

relacion de los flujos de las lıneas de emision de Hα Hβ [NII]λ6584 y [OIII]λ5007 enlog([NII]λ6584 Hα) y log([OIII]λ5007Hβ) que para el caso de la region VI es

log([NII]λ6584 Hα) =020

y

log([OIII]λ5007 Hβ) =-028

lo que ubica a NGC6240 en el diagrama BPT dentro de las galaxia tipo LINER en con-cordancia con el catalogo de Veron-Cetty de (2006)

54 Propiedades fısicas de NGC6240

Los parametros derivados del mejor modelo de la sıntesis permiten adicionalmente calcu-lar y encontrar algunas propiedades fısicas de la galaxia tabla 54 A partir de cada unode estos parametros fue posible asociar las siguientes propiedades

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 40 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Parametro Definicion Zona I Zona IV

[summinus of minus xj( )] Vector de poblacion estelar 9422336 9897032

[Miniminus tot] Fraccion de masa 846570E+02 706677E+03

[Mcor minus tot] Logaritmo de la masa estelar [M] 613714E+02 363687E+03

[v0minusmin(kms)] -11323 -13292

[vdminusmin(kms)] 4700 8439

[AV minusmin(mag)] Atenuacion del polvo [magnitud] -10000 -10000

Cuadro 54 Calidad del ajuste de Starlight

Zona OSP IPS YPS

I 0 176488 765745

IV 06582 355544 614753

Cuadro 55 Porcentaje de formacion estelar sintetica de NGC6240 poblacion estelar joven(YSPs) t le 0 1 Giga anos poblacion estelar con edad intermedia (ISP) 0 1 lt tISP le 2Giga anos la poblacion estelar con edad superior (OSP) 125 Giga ano Rodrıguez ZaurınJ et al (2008)

EdadLa interpretacion del termino [summinus of minus xj( )] vector poblacion xj discutido enla seccion 31 permitio clasificar la poblacion estelar sintetica en i poblacion estelarjoven (YSPs) con componentes estelares de edad t le 0 1 Giga ano ii poblacionestelar con edad intermedia (ISP) con componentes de edad entre 0 1 lt tISP le 2Giga ano y iii poblacion estelar con edad superior (OSP) con componentes de edadmayor que 12 5 Giga ano Rodrıguez Zaurın J et al (2008) Es entonces como alrealizar un tabulacion de este vector en la sıntesis de NGC6240 se puede concluirque mas del 60 de la poblacion estelar corresponde a poblacion estelar joven elporcentaje de cada componente segun la zona se especifica en la cuadro 55

MetalicidadEl porcentaje de las metalicidades empleadas para reproducir el sistema NGC6240fueron tabulados en el cuadro 56 Se puede concluir que existe una contribucion depoblacion estelar de tipo frıo K o M ya que la metalicidad de este tipo de poblacioneses aproximadamente cero mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para lazona IV pertenecen a poblaciones mas calientes de tipo espectral O y M

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 41 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Zona 02Z( ) 04Z( ) 1Z( ) 25Z( )

I 219 3618 5583 00002

IV 1289 4501 4105 0

Cuadro 56 Porcentaje de la metalicidad media en la sıntesis de NGC6240

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 42 Marıa E Rojas A

CAPITULO 6

Conclusiones

Del mapeo de la galaxia NGC 6240 se logro extraer un espectro de buenas caracte-rısticas correspondiente a las zonas I y IV las cuales responden a las zonas espacialesde los nucleos de la galaxia mientras que para las demas zonas es necesario aunrealizar algunas reducciones con mayor detalle para lograr ası eliminar el alto ruidopresente en los espectros

Sobre los espectros espacialmente definidos se realizo una extraccion que permitioidentificar las lıneas de emision y absorcion presente en la zonas I y IV

Con base en la combinacion de las bases de poblaciones estelares de Bruzual GCharlot S (2003) se construyo un espectro sintetico de buenas caracterısticas conla ejecucion de Spectral Synthesis Code -Starlight Cid Fernandes R (2005) en laszonas I y IV

Se realizo una sustraccion entre el espectro observado y el espectro sintetico a fin deeliminar la componente de absorcion asociada con la formacion estelar reproducidacon el espectro sintetico obtenido dando origen a una tabla de flujos reales de lıneasde emision que no habıan sido posible medir debido a la superposicion de las lıneasde absorcion asociadas a la actividad de formacion estelar de la galaxia huesped

La poblacion estelar presente en el espectro sintetico de NGC 6240 segun la literaturade Rodrıguez Zaurın J (2008) es una poblacion estelar joven con edades entret le 0 1 Giga ano con un porcentaje del 765745 en la zona I y 614753 enla zona IV La poblacion estelar con edad intermedia entre 0 1 lt tISP le 2 Gigaano presentan un porcentaje mas bajo del 176488 y 355544 en las zonas I yIV respectivamente Mientras que la poblacion estelar mayor de 125 Giga ano notienen asociado ningun porcentaje en la contribucion del espectro sintetico

43

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Existe una poca contribucion de poblacion estelar de tipo frıo K o M en NGC6240ya que la metalicidad de este tipo de poblaciones es aproximadamente cero en lasıntesis espectral mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para la zona IVpertenecen a poblaciones jovenes de tipo espectral O y M

44 Marıa E Rojas A

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BIBLIOGRAFIA 50 Marıa E Rojas A

CAPITULO 7

Anexos

SSP Edad [anos] Z Mstar

bc2003-hr-m42-chab-ssp-032spec 000174e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-034spec 000191e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-051spec 000417e9 000400 09666

bc2003-hr-m42-chab-ssp-052spec 000437e9 000400 09622

bc2003-hr-m42-chab-ssp-053spec 000457e9 000400 09579

bc2003-hr-m42-chab-ssp-054spec 000479e9 000400 09534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-055spec 000501e9 000400 09488

bc2003-hr-m42-chab-ssp-070spec 001000e9 000400 08862

bc2003-hr-m42-chab-ssp-073spec 001148e9 000400 08752

bc2003-hr-m42-chab-ssp-074spec 001202e9 000400 08716

bc2003-hr-m42-chab-ssp-075spec 001259e9 000400 08680

bc2003-hr-m42-chab-ssp-076spec 001318e9 000400 08644

bc2003-hr-m42-chab-ssp-077spec 001380e9 000400 08608

bc2003-hr-m42-chab-ssp-078spec 001445e9 000400 08571

bc2003-hr-m42-chab-ssp-079spec 001514e9 000400 08534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-080spec 001585e9 000400 08501

bc2003-hr-m42-chab-ssp-081spec 001660e9 000400 08469

bc2003-hr-m42-chab-ssp-082spec 001738e9 000400 08436

Continua en la pagina siguiente

51

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m42-chab-ssp-084spec 001905e9 000400 08369

bc2003-hr-m42-chab-ssp-087spec 002188e9 000400 08269

bc2003-hr-m42-chab-ssp-088spec 002291e9 000400 08237

bc2003-hr-m42-chab-ssp-112spec 006405e9 000400 07525

bc2003-hr-m42-chab-ssp-113spec 007187e9 000400 07446

bc2003-hr-m42-chab-ssp-114spec 008064e9 000400 07366

bc2003-hr-m42-chab-ssp-115spec 009048e9 000400 07287

bc2003-hr-m42-chab-ssp-116spec 010152e9 000400 07207

bc2003-hr-m42-chab-ssp-117spec 011391e9 000400 07130

bc2003-hr-m42-chab-ssp-118spec 012780e9 000400 07064

bc2003-hr-m42-chab-ssp-119spec 014340e9 000400 06997

bc2003-hr-m42-chab-ssp-120spec 016090e9 000400 06930

bc2003-hr-m42-chab-ssp-121spec 018053e9 000400 06863

bc2003-hr-m42-chab-ssp-122spec 020256e9 000400 06800

bc2003-hr-m42-chab-ssp-123spec 022727e9 000400 06738

bc2003-hr-m42-chab-ssp-124spec 025500e9 000400 06676

bc2003-hr-m42-chab-ssp-125spec 028612e9 000400 06613

bc2003-hr-m42-chab-ssp-126spec 032103e9 000400 06550

bc2003-hr-m42-chab-ssp-127spec 036020e9 000400 06486

bc2003-hr-m42-chab-ssp-128spec 040415e9 000400 06427

bc2003-hr-m42-chab-ssp-129spec 045347e9 000400 06370

bc2003-hr-m42-chab-ssp-130spec 050880e9 000400 06313

bc2003-hr-m42-chab-ssp-131spec 057088e9 000400 06256

bc2003-hr-m42-chab-ssp-132spec 064054e9 000400 06197

bc2003-hr-m42-chab-ssp-133spec 071870e9 000400 06140

bc2003-hr-m42-chab-ssp-134spec 080640e9 000400 06082

bc2003-hr-m42-chab-ssp-135spec 090479e9 000400 06024

bc2003-hr-m42-chab-ssp-201spec 1500000e9 000400 04919

bc2003-hr-m42-chab-ssp-204spec 1575000e9 000400 04915

bc2003-hr-m42-chab-ssp-214spec 1825000e9 000400 04875

bc2003-hr-m42-chab-ssp-218spec 1925000e9 000400 04872

bc2003-hr-m52-chab-ssp-031spec 000166e9 000800 10000

Continua en la pagina siguiente

52 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-032spec 000174e9 000800 10000

bc2003-hr-m52-chab-ssp-034spec 000191e9 000800 10000

bc2003-hr-m52-chab-ssp-051spec 000417e9 000800 09645

bc2003-hr-m52-chab-ssp-052spec 000437e9 000800 09599

bc2003-hr-m52-chab-ssp-054spec 000479e9 000800 09496

bc2003-hr-m52-chab-ssp-055spec 000501e9 000800 09443

bc2003-hr-m52-chab-ssp-070spec 001000e9 000800 08827

bc2003-hr-m52-chab-ssp-073spec 001148e9 000800 08725

bc2003-hr-m52-chab-ssp-074spec 001202e9 000800 08691

bc2003-hr-m52-chab-ssp-075spec 001259e9 000800 08657

bc2003-hr-m52-chab-ssp-076spec 001318e9 000800 08622

bc2003-hr-m52-chab-ssp-077spec 001380e9 000800 08587

bc2003-hr-m52-chab-ssp-078spec 001445e9 000800 08552

bc2003-hr-m52-chab-ssp-079spec 001514e9 000800 08517

bc2003-hr-m52-chab-ssp-080spec 001585e9 000800 08485

bc2003-hr-m52-chab-ssp-081spec 001660e9 000800 08453

bc2003-hr-m52-chab-ssp-082spec 001738e9 000800 08420

bc2003-hr-m52-chab-ssp-083spec 001820e9 000800 08387

bc2003-hr-m52-chab-ssp-084spec 001905e9 000800 08354

bc2003-hr-m52-chab-ssp-087spec 002188e9 000800 08256

bc2003-hr-m52-chab-ssp-088spec 002291e9 000800 08226

bc2003-hr-m52-chab-ssp-112spec 006405e9 000800 07527

bc2003-hr-m52-chab-ssp-113spec 007187e9 000800 07451

bc2003-hr-m52-chab-ssp-114spec 008064e9 000800 07376

bc2003-hr-m52-chab-ssp-115spec 009048e9 000800 07301

bc2003-hr-m52-chab-ssp-116spec 010152e9 000800 07226

bc2003-hr-m52-chab-ssp-117spec 011391e9 000800 07150

bc2003-hr-m52-chab-ssp-118spec 012780e9 000800 07088

bc2003-hr-m52-chab-ssp-119spec 014340e9 000800 07026

bc2003-hr-m52-chab-ssp-120spec 016090e9 000800 06963

bc2003-hr-m52-chab-ssp-121spec 018053e9 000800 06900

bc2003-hr-m52-chab-ssp-122spec 020256e9 000800 06838

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53 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-123spec 022727e9 000800 06781

bc2003-hr-m52-chab-ssp-124spec 025500e9 000800 06723

bc2003-hr-m52-chab-ssp-125spec 028612e9 000800 06665

bc2003-hr-m52-chab-ssp-126spec 032103e9 000800 06607

bc2003-hr-m52-chab-ssp-127spec 036020e9 000800 06548

bc2003-hr-m52-chab-ssp-128spec 040415e9 000800 06490

bc2003-hr-m52-chab-ssp-129spec 045347e9 000800 06434

bc2003-hr-m52-chab-ssp-130spec 050880e9 000800 06377

bc2003-hr-m52-chab-ssp-131spec 057088e9 000800 06318

bc2003-hr-m52-chab-ssp-132spec 064054e9 000800 06266

bc2003-hr-m52-chab-ssp-133spec 071870e9 000800 06205

bc2003-hr-m52-chab-ssp-134spec 080640e9 000800 06145

bc2003-hr-m52-chab-ssp-135spec 090479e9 000800 06086

bc2003-hr-m52-chab-ssp-201spec 1500000e9 000800 04936

bc2003-hr-m52-chab-ssp-204spec 1575000e9 000800 04935

bc2003-hr-m52-chab-ssp-214spec 1825000e9 000800 04887

bc2003-hr-m52-chab-ssp-218spec 1925000e9 000800 04882

bc2003-hr-m62-chab-ssp-031spec 000166e9 002000 10000

bc2003-hr-m62-chab-ssp-032spec 000174e9 002000 10000

bc2003-hr-m62-chab-ssp-034spec 000191e9 002000 09996

bc2003-hr-m62-chab-ssp-051spec 000417e9 002000 09535

bc2003-hr-m62-chab-ssp-052spec 000437e9 002000 09482

bc2003-hr-m62-chab-ssp-054spec 000479e9 002000 09384

bc2003-hr-m62-chab-ssp-055spec 000501e9 002000 09342

bc2003-hr-m62-chab-ssp-070spec 001000e9 002000 08751

bc2003-hr-m62-chab-ssp-071spec 001047e9 002000 08716

bc2003-hr-m62-chab-ssp-072spec 001096e9 002000 08680

bc2003-hr-m62-chab-ssp-073spec 001148e9 002000 08644

bc2003-hr-m62-chab-ssp-074spec 001202e9 002000 08608

bc2003-hr-m62-chab-ssp-075spec 001259e9 002000 08572

bc2003-hr-m62-chab-ssp-076spec 001318e9 002000 08535

bc2003-hr-m62-chab-ssp-077spec 001380e9 002000 08503

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54 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-078spec 001445e9 002000 08472

bc2003-hr-m62-chab-ssp-079spec 001514e9 002000 08440

bc2003-hr-m62-chab-ssp-081spec 001660e9 002000 08375

bc2003-hr-m62-chab-ssp-082spec 001738e9 002000 08342

bc2003-hr-m62-chab-ssp-084spec 001905e9 002000 08276

bc2003-hr-m62-chab-ssp-087spec 002188e9 002000 08189

bc2003-hr-m62-chab-ssp-088spec 002291e9 002000 08159

bc2003-hr-m62-chab-ssp-112spec 006405e9 002000 07502

bc2003-hr-m62-chab-ssp-113spec 007187e9 002000 07429

bc2003-hr-m62-chab-ssp-114spec 008064e9 002000 07360

bc2003-hr-m62-chab-ssp-115spec 009048e9 002000 07291

bc2003-hr-m62-chab-ssp-116spec 010152e9 002000 07221

bc2003-hr-m62-chab-ssp-117spec 011391e9 002000 07150

bc2003-hr-m62-chab-ssp-118spec 012780e9 002000 07093

bc2003-hr-m62-chab-ssp-119spec 014340e9 002000 07036

bc2003-hr-m62-chab-ssp-120spec 016090e9 002000 06978

bc2003-hr-m62-chab-ssp-121spec 018053e9 002000 06920

bc2003-hr-m62-chab-ssp-122spec 020256e9 002000 06862

bc2003-hr-m62-chab-ssp-123spec 022727e9 002000 06808

bc2003-hr-m62-chab-ssp-124spec 025500e9 002000 06754

bc2003-hr-m62-chab-ssp-125spec 028612e9 002000 06700

bc2003-hr-m62-chab-ssp-126spec 032103e9 002000 06646

bc2003-hr-m62-chab-ssp-127spec 036020e9 002000 06592

bc2003-hr-m62-chab-ssp-128spec 040415e9 002000 06538

bc2003-hr-m62-chab-ssp-129spec 045347e9 002000 06484

bc2003-hr-m62-chab-ssp-130spec 050880e9 002000 06430

bc2003-hr-m62-chab-ssp-131spec 057088e9 002000 06376

bc2003-hr-m62-chab-ssp-132spec 064054e9 002000 06322

bc2003-hr-m62-chab-ssp-133spec 071870e9 002000 06265

bc2003-hr-m62-chab-ssp-134spec 080640e9 002000 06209

bc2003-hr-m62-chab-ssp-135spec 090479e9 002000 06152

bc2003-hr-m62-chab-ssp-201spec 1500000e9 002000 04999

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55 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-204spec 1575000e9 002000 04991

bc2003-hr-m62-chab-ssp-214spec 1825000e9 002000 04946

bc2003-hr-m62-chab-ssp-218spec 1925000e9 002000 04941

bc2003-hr-m72-chab-ssp-031spec 000166e9 005000 09918

bc2003-hr-m72-chab-ssp-032spec 000174e9 005000 09933

bc2003-hr-m72-chab-ssp-034spec 000191e9 005000 09890

bc2003-hr-m72-chab-ssp-051spec 000417e9 005000 09299

bc2003-hr-m72-chab-ssp-052spec 000437e9 005000 09260

bc2003-hr-m72-chab-ssp-054spec 000479e9 005000 09186

bc2003-hr-m72-chab-ssp-055spec 000501e9 005000 09147

bc2003-hr-m72-chab-ssp-070spec 001000e9 005000 08524

bc2003-hr-m72-chab-ssp-071spec 001047e9 005000 08491

bc2003-hr-m72-chab-ssp-072spec 001096e9 005000 08459

bc2003-hr-m72-chab-ssp-073spec 001148e9 005000 08427

bc2003-hr-m72-chab-ssp-074spec 001202e9 005000 08393

bc2003-hr-m72-chab-ssp-075spec 001259e9 005000 08360

bc2003-hr-m72-chab-ssp-076spec 001318e9 005000 08326

bc2003-hr-m72-chab-ssp-077spec 001380e9 005000 08292

bc2003-hr-m72-chab-ssp-078spec 001445e9 005000 08262

bc2003-hr-m72-chab-ssp-079spec 001514e9 005000 08233

bc2003-hr-m72-chab-ssp-081spec 001660e9 005000 08174

bc2003-hr-m72-chab-ssp-082spec 001738e9 005000 08143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-084spec 001905e9 005000 08081

bc2003-hr-m72-chab-ssp-087spec 002188e9 005000 07990

bc2003-hr-m72-chab-ssp-088spec 002291e9 005000 07958

bc2003-hr-m72-chab-ssp-112spec 006405e9 005000 07345

bc2003-hr-m72-chab-ssp-113spec 007187e9 005000 07278

bc2003-hr-m72-chab-ssp-114spec 008064e9 005000 07211

bc2003-hr-m72-chab-ssp-115spec 009048e9 005000 07144

bc2003-hr-m72-chab-ssp-116spec 010152e9 005000 07092

bc2003-hr-m72-chab-ssp-117spec 011391e9 005000 07039

bc2003-hr-m72-chab-ssp-118spec 012780e9 005000 06985

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56 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m72-chab-ssp-119spec 014340e9 005000 06930

bc2003-hr-m72-chab-ssp-120spec 016090e9 005000 06876

bc2003-hr-m72-chab-ssp-121spec 018053e9 005000 06823

bc2003-hr-m72-chab-ssp-122spec 020256e9 005000 06771

bc2003-hr-m72-chab-ssp-123spec 022727e9 005000 06720

bc2003-hr-m72-chab-ssp-124spec 025500e9 005000 06669

bc2003-hr-m72-chab-ssp-125spec 028612e9 005000 06618

bc2003-hr-m72-chab-ssp-126spec 032103e9 005000 06566

bc2003-hr-m72-chab-ssp-127spec 036020e9 005000 06514

bc2003-hr-m72-chab-ssp-128spec 040415e9 005000 06461

bc2003-hr-m72-chab-ssp-129spec 045347e9 005000 06410

bc2003-hr-m72-chab-ssp-130spec 050880e9 005000 06356

bc2003-hr-m72-chab-ssp-131spec 057088e9 005000 06302

bc2003-hr-m72-chab-ssp-132spec 064054e9 005000 06253

bc2003-hr-m72-chab-ssp-133spec 071870e9 005000 06196

bc2003-hr-m72-chab-ssp-134spec 080640e9 005000 06143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-135spec 090479e9 005000 06088

bc2003-hr-m72-chab-ssp-201spec 1500000e9 005000 04972

bc2003-hr-m72-chab-ssp-204spec 1575000e9 005000 04960

bc2003-hr-m72-chab-ssp-214spec 1825000e9 005000 04924

bc2003-hr-m72-chab-ssp-218spec 1925000e9 005000 04908

Cuadro 71 Base N

57 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

3416 3436 [Ne v] 34260

3718 3735 [O II] 37260

3720 3737 [O II] 37288

3796 3802 H10 37979

3833 3841 H90 38354

3862 3871 [Ne III] 38691

3882 3891 H8 HeI 38890

3961 3973 [Ne III] 39678

3961 3974 Hε 39701

4024 4030 He I 40262

4067 4070 [S II] 40686

4095 4107 Hδ 41017

4332 4346 Hγ 43405

4469 4475 He I 44715

4854 4868 Hβ 48613

4947 4968 [O III] 49589

4998 5019 [O III] 50068

5009 5022 He I 50157

5156 5164 [Fe VII] 51584

5193 5202 [N I] 51991

5267 5274 [Fe III] 52704

5868 5883 He I 58756

6296 6303 [O I] 63003

6303 6315 [S III] 63121

6355 6372 [O I] 63638

6538 6591 [N II] 65480

6547 6576 Hα 65628

6575 6591 [N II] 65835

6667 6681 He I 66782

6710 6743 [S II] 67164

6718 6743 [S II] 67308

7061 7072 He I 70652

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58 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

7125 7142 [Ar III] 71358

7315 7329 [O II] 73195

7320 7335 [O II] 73302

6845 6945 BC03 lowastlowast7165 7210 BC03 lowastlowast7550 7725 BC03 lowastlowast5880 5906 NaD 5890 lowast lowast lowast9059 9079 [S III] 90690

lowast Lınea de emision

lowastlowast Region en la problematica Bruzual y Charlot (2003)

lowast lowast lowast Absorcion del medio interestelar en 5896A

Cuadro 72 Mascara General desarrollada por NataliaVale Asari (2005) para Starlight

59 Marıa E Rojas A

  • Acroacutenimos
  • Introduccioacuten
  • Fundamentos de Espectroscopiacutea
    • Fundamentos
    • Espectros Astrofiacutesicos
    • Nuacutecleos Activos de Galaxias
      • Sistema NGC6240
      • Sistema NGC6240
      • Coacutedigo de Siacutentesis Espectral
        • Modelo Fiacutesico - Matemaacutetico
        • Modelo Computacional
        • Bases Espectrales
          • Construccioacuten de una Poblacioacuten Estelar Simple (SSPs)
          • Modelos de Poblaciones Estelares Simples
              • Extraccioacuten y Anaacutelisis de Espectros
                • Reduccioacuten
                • Caracterizacioacuten
                  • Espectroscopiacutea Sinteacutetica
                    • Siacutentesis espectral
                    • Sustraccioacuten espectral
                    • Caracterizacioacuten espectral
                      • Clasificacioacuten de NGC6240
                        • Propiedades fiacutesicas de NGC6240
                          • Conclusiones
                            • Bibliografiacutea
                              • Anexos
Page 36: Espectroscop a estelar sint etica, aplicaciones astrof sicas · con modelos estelares que siguen una l nea de tiempo, producidos por la combinacion de bibliotecas de evolucion estelar,

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

distribuyen desde la poblacion estelar de mayor temperatura en la parte superior hastalas mas frıas en la parte inferior cada espectro se encuentra calibrado por flujo y sonnormalizados a la unidad de masa solar (M)

Otra caracterıstica de la base BC03 es que no reproduce las lıneas de emision observadaspor lo tanto solo es posible reproducir las lıneas de absorcion debidas a la formacionestelar Es entonces donde el codigo requiere enmascarar o definir rangos de longitud deonda que correspondan a las lıneas de emision con el fin de aumentar la sensibilidaddel ajuste y encontrar ası la componente de absorcion que puede estar siendo opacadapor las lıneas de emision del mismo intervalo Para este trabajo se utiliza la mascarageneral dispuesta dentro del codigo adaptada en la tesis doctoral Natalia Vale Asari(2005) donde se enmascaran la lıneas de emision mas fuertes La mascara esta basada enlos trabajos de Gonzalez-Delgado et al (1995) Pastoriza et al(1993) Benjamin et al(1999) y Zhang et al (2005) y en regiones problematicas de la base de Bruzual y Charlot(2003) asociadas a efectos turbulentos entre 6845A - 6945A y entre 7550A - 7725A y laregion entre 7165A -7210A debida a errores sistematicos La mascara general detallada sepuede ver en la tabla anexa 72

33 BASES ESPECTRALES 26 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

02 Z∘

Log(L λ)[L ∘Å-

1 M∘-

1 ]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

04 Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

file=357911131415171921232527293133353639414345474951535557596163

(a) (b)Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

file=357911131517192123252729313335373941434547495153555759

25Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

y136y135y132y131y130y129y128y127y125y122y121y120y119y118y117y116y115y114y109y106y98y95y94y93y92y90y88y89y97y86y85y84y83y81y59y58y57y56y55y54x51y51y49x48y48y47y46y40y39

(c) (d)

Figura 31 Espectros de SSPs del modelo BC03 Bruzual amp Charlot 2003 para diferentesmetalicidades (a) 02Z (m42) (b) 04Z (m52) (c) 1Z(m62) (d) 25Z(m72) cadametalicidad contiene 50 SSPs con edades entre 2times 106 y 13times 1010 anos Resolucion de3A

33 BASES ESPECTRALES 27 Marıa E Rojas A

CAPITULO 4

Extraccion y Analisis de Espectros

El espectro original se obtuvo con el espectrografo ISIS del telescopio William Herschel de4 2m (WHT) instalado en la Palma (Canarias) utilizando las configuraciones R300B -CCD EEV 12 y R316R - CCD MARCONI2 para los brazos azul y rojo respectivamenteentre 3000A- 5000A y 5000A - 7800A con una escala de 149 segundos de arcomm alo largo de la hendidura El espectro fue cedido por la doctora Rosa Gomez Delgadodel Instituto de Astrofısica de Andalucia Los detalles de la observacion se encuentranregistrados en la tabla 41

Fecha Brazo CCD+gratting Slit PA Slit width (arcsec) texp[sec]

20050910 Red MARCONI2+R316R 88593063 1237020 900

20050909 Blue EEV12+R300B 88620857 1237020 900

Cuadro 41 Resumen de las observaciones espectroscopicas de NGC6240

41 Reduccion

En un espectro obtenido con una apertura donde no es posible identificar cual es lazona espacialmente localizada se hace necesario encontrar la orientacion espacial a fin deajustar la imagen espectral respecto a una imagen fotografica de orientacion conocida Estareorientacion fue realizada por Rosa Gomez Delgado y Mario A Higuera G con rutinas deIRAF (Image Reducction and Astronomical Facilities ver httpwwwirafcom) tomandocomo imagen fotografica de referencia la dispuesta en la base del Telescopio EspacialHubble (HST) ver httphubblesiteorggallery

28

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Figura 41 Reduccion espectral para el filtro Rojo separacion espacial fuente Mario AHiguera G

Un vez reorientado el espectro original se realizo una separacion de la cantidad de luzque paso a traves de la apertura del instrumento para los filtros rojo y azul a lo largodel rango espacial definido En la apertura espacial aparecen todas las fuentes de emisionpresentes en el momento del registro Al visualizarlas con la rutina apall de IRAF figura41 se separan las regiones de estudio

El analisis permito identificar y reducir seis zonas en total para cada filtro que al sersuperpuestas con la imagen fotografica espacial de NGC6240 se distiguieron ası zona Inucleo del sur zona II proximidad hacia el sur de la zona I zona III proximidad hacia elnorte del registro fotografico zona IV nucleo del norte zona V seccion intermedia entrelos dos nucleos y finalmente la zona VI estrella de calibracion

De todas las zonas se obtuvo un espectro para cada filtro estos fueron normalizados ypromediados con el fin de dar unicidad y ası permitir visualizar un espectro del visible enun rango entre 3200A y 7200A para todas las zonas Los espectros obtenidos se corrigieronpor Doppler (z = 0024480 NED ver httpnedipaccaltechedu) y exceso de colorasociado al polvo segun Cardelli et al (1989) en donde

E(BminusV ) = minus232 log

(Rint

Robs

)siendo Rint = 31 y Robs =HαHβ la relacion de flujos previamnete calibados de las lıneasHα y Hβ medidos por tecnica de separacion en LINER1

1LINER herramienta computacional del reporte interno de Richard W Pogge la cual utiliza una

41 REDUCCION 29 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Figura 42 Imagen fotografica del HST de NGC6240

Los espectros al final de la reduccion que se utilizaron para este trabajo se presentan enla figura 43

Al realizar el analisis de cada una de las zonas reducidas se encuentra que las zonas Iy IV presentan espectros asociados a nucleos activos las zonas II y III corresponden alas regiones adyacentes de estos nucleos que debido a su baja razon senal-ruido no serananalizadas en este trabajo la zona V corresponde a la zona intermedia debida a la fuertecomponente estelar presente en el espectro y finalmente la zona VI presenta un espectrocaracterıstico de una estrella identificada en la imagen fotografica que se utiliza comopatron de referencia figura 42

tecnica que define un continuo arbitrario sobre el cual es posible marcar el centro esperado de una lıneasobre un espectro esto permite adquirir los valores de λ centro de lınea FWHM ancho equivalente yflujo de las lıneas tanto de emision como de absorcion

41 REDUCCION 30 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

0

2eminus13

4eminus13

6eminus13

8eminus13

λ[Å]4000 5000 6000

Zona I

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

0

2eminus16

4eminus16

6eminus16

8eminus16

1eminus15

12eminus15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona II

(a) (b)

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

minus2eminus16

minus1eminus16

0

1eminus16

2eminus16

3eminus16

4eminus16

λ[Å]3000 4000 5000 6000 7000

Zona III

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

0

5eminus14

1eminus13

15eminus13

2eminus13

25eminus13

3eminus13

35eminus13

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona IV

(c) (d)

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

minus1eminus16

0

1eminus16

2eminus16

3eminus16

4eminus16

5eminus16

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona V

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

2eminus17

4eminus17

6eminus17

8eminus17

1eminus16

12eminus16

λ[Å]4000 5000 6000 7000

ZonaVI

(e) (f)

Figura 43 Espectros reducidos del visible para NGC6240 (a) Zona I (b) Zona II (c)Zona III (d) Zona IV (e) Zona V (f) Zona VI

41 REDUCCION 31 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

42 Caracterizacion

Los espectros de las zonas I y IV son caracterizados por los valores de λ centro de lıneaFWHM ancho equivalente y flujo de las lıneas de absorcion y emision los cuales se puedenobservar en las tablas 42 y 43 para cada zona respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259856 141934 121105 932365

He I lowast 3820000 38243220 240649 -368885 -331320

[Ne III] 3868760 38665283 196365 960760 849525

K-Ca II lowast 3933000 39298906 825863 -438132 -378235

H-Ca II lowast 3968000 39671277 970000 -270968 -230588

He I 4026000 40302915 870264 207639 172326

[S II] 4068600 40671338 613711 167254 136787

Fe II 4178862 41774009 188631 0157450 0123046

Hδ 4101740 41114917 365668 0608985 0489181

Hγ 4340471 43366045 920191 176589 128710

Hβ 4861300 48590737 156186 132648 538800

[O III] 4958900 49586538 303193 112192 394091

[ OIII] 5006840 50054878 217619 263052 856364

C-C lowast 5165000 51681416 204788 -181874 -0543207

Fe II 5197570 51986562 182212 770700 227194

Na-I(D) lowast 5892000 58881143 119381 -971280 -202980

[O I] 6300304 62998452 208984 297493 540325

[O I] 6363776 63638130 213094 886981 157329

[N II] 6548050 65467163 236476 372079 629095

Hα 6562819 65614551 236476 988640 172153

[N II] 6583460 65830864 236476 950283 194036

[S II] 6716440 67180718 184565 402939 743104

[S II] 6730810 67330210 184565 288223 514382lowast Lınea de absorcion

Cuadro 42 Lıneas identificadas en la Zona I de NGC6240

En la caracterizacion de las dos zonas sobresale una significativa emision de Hβ [OIII]5007A Hα y [NII] 6585A asociadas a la formacion estelar o actividad del nucleo galacticoTambien es posible observar la presencia de lıneas de emision de HeI [OI] en conjuntocon la serie de Balmer Ası mismo fue posible medir la lınea de emision [OII] en 3727Ajunto con las lıneas de H-Ca K-Ca

42 CARACTERIZACION 32 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3728815 37295811 139871 980735 752002

[Ne III] 3868760 38702319 202032 129640 988668

K-Ca II lowast 3933000 39331504 649803 -303453 -241752

H-Ca II lowast 3968000 39680195 689754 -287500 -234462

G-banda lowast 4301000 43048105 301566 -703450 -553622

Hγ 4340471 43404194 808685 104001 0771791

Hβ 4861300 48625376 157743 105704 477370

[O III] 4958900 49602510 204316 867190 374412

[O III] 5006840 50088350 156499 203541 858706

C-C lowast 5165000 51694761 221025 -478236 -186147

[O I] 6300304 62999092 223367 346819 593403

[O I] 6363776 63637612 260837 125170 209970

[N II] 6548050 65507192 180655 374786 791877

Hα 6562819 65663501 180655 788344 165570

[N II] 6583460 65867407 180655 101594 211693

[S II] 6716440 67188540 132432 320833 634206

[S II] 6730810 67328965 185795 414013 81368lowast Lınea de absorcion

Cuadro 43 Lıneas identificadas en la Zona IV de NGC6240

42 CARACTERIZACION 33 Marıa E Rojas A

CAPITULO 5

Espectroscopıa Sintetica

Ajustada la sintesis de poblacion estelar inherente al codigo Starlight se estudio la galaxiaNGC6240 y se obtuvieron propiedades fısicas tales como la composicion estelar a lo largode la historia de la formacion estelar de la galaxia bajo la biblioteca de Bruzual y Char-lot (2003) parametros cineticos como extincion por polvo AV y el vector de poblacionestelar en terminos de una fraccion de luz(xj) obtenidos con la interprestacion del porcen-taje de formacion estelar sintetica y las caracterısticas de las lıneas de absorcion obtenidas

51 Sıntesis espectral

Con el fin de encontrar la sintesis de la poblacion estelar de los dos nucleos del sistema encolision NGC6240 se ejecuto el codigo Starlight para las zonas en las que era posible vi-sualizar la regiones centrales de cada nucleo zonas I y IV Con estos espectros de entradase ejecutaron las combinaciones lineales de la base de Bruzual y Charlot (2003) para lasmetalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z individualmente con esto se identificaron laspoblaciones estelares que contribuıan en la reproduccion sintetica de cada zona Con baseen estos resultados parciales finalmente se construyo la base que mejor representa cadazona respectivamente Esta contiene 200 poblaciones estelares con edades entre 2 times 106

y 13times1010 anos resolucion de 3A en un rango de 3200A a 9500A con metalicidades de02Z 04Z 1Z y 25Z rutas evolutivas de Padova 1994 libreria STELIB y funcionmasa inicial de Chabrier (2003)

La busqueda del mejor ajuste entre el espectro de entrada y el espectro de salida se centroen disminuir al maximo el valor de la relacion [chi2Nleff ] la cual relaciona el valor delχ2 de cada valor de λ Otro valor que se tuvo en cuenta fue la desviacion media porcentual

34

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

de todos los pıxeles con relacion al espectro de entrada [adev( )] los mejores valores seregistraron en la tabla 51

Parametro Zona I Zona IV

[chi2Nleff ] 137545 113193

[adev( )] 638644 446156

Cuadro 51 Calidad del ajuste de Starlight

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

Figura 51 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral I de NGC6240 (trazo negro)

Los espectros de la formacion estelar logrados con este ajuste se muestran en las figuras51 y 52 en donde el trazo rojo representa la formacıon estelar asociada al espectro deentrada representado con el trazo negro de las zonas I y IV respectivamente

En estas figuras se puede observar una componente de absorcion sintetica por cada lıneade emision observada del espectro de entrada como es el caso de las lıneas en la longitudde onda de 3740A 3796A 3837A 3887A 3933A 3969A 4098A 4338A 4100A 4339A4860A 6548A las cuales corresponde a transiciones electronicas conocidas y definidas enel cuadro 11

51 SINTESIS ESPECTRAL 35 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

ObservadoSinteacutetico

Figura 52 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral IV de NGC6240 (trazo negro)

51 SINTESIS ESPECTRAL 36 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

52 Sustraccion espectral

Un vez definida la formacion estelar de cada una de la zonas espectrales se realizo unasustraccion de la formacion estelar asociada a cada zona con el fin de descontaminar elespectro de emision del nucleo activo filtrando ası un espectro de mejores caracterısticasel cual es posible observar en el trazo azul de las figuras 53 y 54

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 53 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral I de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral I de NGC6240 (negro)obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z(b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 37 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 54 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral VI de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral IV de NGC6240(negro) obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Zy 25Z (b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 38 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

53 Caracterizacion espectral

Cada uno de los espectros se caracterizo con la identificacion de todas las lıneas de emisionpresentes en ellas una vez realizada la sustraccion mediante un ajuste de tipo gaussianodefinido en un continuo aleatorio en el software LINER siendo posible obtener el centrode lınea el ancho total a la mitad de la altura (FWHM) y el flujo total visualizados enlas tablas 53 y 53 para las zonas I y IV respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259714 145056 273839 953139

H11 3770630 37686479 440904 425545 149716

H10 3797898 37960681 401993 326624 112110

H9 3835384 38334482 367421 376538 124836

[Ne III] 3868760 38685388 179806 168928 541474

K Ca-II lowast 3933000 39294148 131932 -206818 -623528

H Ca-II 3968000 39691155 446669 468596 135456

He I 4026000 40263750 264590 900988 244257

[S II] 4068600 40721025 240745 173767 446216

Hδ 4101740 40978579 169919 276703 688289

Hγ 4340471 43382275 130266 353231 612874

Hβ 4861300 48594336 151258 -677140 792772

[O III] 4958900 49571484 182238 -129678 227669

[O III] 5006840 50056445 189935 -360470 737521

Fe II 5197570 51990830 217043 -909013 291244

[O I] 6300304 62998164 236848 -365105 644235

[O I] 6363776 63634268 280102 -542065 239085

[NII] 6548050 65466426 250518 -330128 652055

Hα 6562819 65614375 250518 -114643 186725

[N II] 6583460 65836201 250518 -195511 214778

[S II] 6716440 67192485 222886 -472177 102774

[S II] 6730810 67358408 222886 -280570 502474lowast Lınea de absorcion

Cuadro 52 Lıneas de Emision Zona I de NGC6240

531 Clasificacion de NGC6240

Para clasificar a NGC6240 entre los tipos de nucleo activo descritos en la literatura seutilizo las razones de flujo para la ubicacion de este sistema en el diagrama BPT (Bald-win Phillips amp Terlevich 1981) descrito en Cid Fernandes et al (2010) como la mejorseparacion entre galaxias tipo Seyfert LINER y de formacion estelar fuerte mediante la

53 CARACTERIZACION ESPECTRAL 39 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[ O I] 3726032 37296033 143969 -221934 787713

[Ne III] 3868760 38706140 118089 -233171 399531

K Ca-II lowast 3933000 39330952 120923 341232 -383848

S II 4076349 40792864 693475 913706 854107

Hδ 4101742 41004019 936462 679737 301683

Fe II lowast 4303176 43052456 192020 -119689 -283858

Hγ 4340471 43394087 100879 155567 419237

Hβ 4861300 48617803 144197 -647377 680787

[O III] 4958900 49606152 172003 -194691 316305

[O III] 5006840 50090156 161854 -479744 914152

[O I] 6300304 63029087 178476 -155210 621454

[O I] 6363776 63667563 189027 334244 199334

[N II] 6548050 65512285 184697 -152528 896611

Hα 6562819 65665557 184697 -1004495E+06 173249

[N II ] 6583460 65869326 184697 711567 217207

[S II] 6716440 67182754 122346 -459232 516263

[S II] 6730810 67316655 212515 -152349 100130lowast Lınea de absorcion

Cuadro 53 Lıneas de Emision Zona IV de NGC6240

relacion de los flujos de las lıneas de emision de Hα Hβ [NII]λ6584 y [OIII]λ5007 enlog([NII]λ6584 Hα) y log([OIII]λ5007Hβ) que para el caso de la region VI es

log([NII]λ6584 Hα) =020

y

log([OIII]λ5007 Hβ) =-028

lo que ubica a NGC6240 en el diagrama BPT dentro de las galaxia tipo LINER en con-cordancia con el catalogo de Veron-Cetty de (2006)

54 Propiedades fısicas de NGC6240

Los parametros derivados del mejor modelo de la sıntesis permiten adicionalmente calcu-lar y encontrar algunas propiedades fısicas de la galaxia tabla 54 A partir de cada unode estos parametros fue posible asociar las siguientes propiedades

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 40 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Parametro Definicion Zona I Zona IV

[summinus of minus xj( )] Vector de poblacion estelar 9422336 9897032

[Miniminus tot] Fraccion de masa 846570E+02 706677E+03

[Mcor minus tot] Logaritmo de la masa estelar [M] 613714E+02 363687E+03

[v0minusmin(kms)] -11323 -13292

[vdminusmin(kms)] 4700 8439

[AV minusmin(mag)] Atenuacion del polvo [magnitud] -10000 -10000

Cuadro 54 Calidad del ajuste de Starlight

Zona OSP IPS YPS

I 0 176488 765745

IV 06582 355544 614753

Cuadro 55 Porcentaje de formacion estelar sintetica de NGC6240 poblacion estelar joven(YSPs) t le 0 1 Giga anos poblacion estelar con edad intermedia (ISP) 0 1 lt tISP le 2Giga anos la poblacion estelar con edad superior (OSP) 125 Giga ano Rodrıguez ZaurınJ et al (2008)

EdadLa interpretacion del termino [summinus of minus xj( )] vector poblacion xj discutido enla seccion 31 permitio clasificar la poblacion estelar sintetica en i poblacion estelarjoven (YSPs) con componentes estelares de edad t le 0 1 Giga ano ii poblacionestelar con edad intermedia (ISP) con componentes de edad entre 0 1 lt tISP le 2Giga ano y iii poblacion estelar con edad superior (OSP) con componentes de edadmayor que 12 5 Giga ano Rodrıguez Zaurın J et al (2008) Es entonces como alrealizar un tabulacion de este vector en la sıntesis de NGC6240 se puede concluirque mas del 60 de la poblacion estelar corresponde a poblacion estelar joven elporcentaje de cada componente segun la zona se especifica en la cuadro 55

MetalicidadEl porcentaje de las metalicidades empleadas para reproducir el sistema NGC6240fueron tabulados en el cuadro 56 Se puede concluir que existe una contribucion depoblacion estelar de tipo frıo K o M ya que la metalicidad de este tipo de poblacioneses aproximadamente cero mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para lazona IV pertenecen a poblaciones mas calientes de tipo espectral O y M

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 41 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Zona 02Z( ) 04Z( ) 1Z( ) 25Z( )

I 219 3618 5583 00002

IV 1289 4501 4105 0

Cuadro 56 Porcentaje de la metalicidad media en la sıntesis de NGC6240

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 42 Marıa E Rojas A

CAPITULO 6

Conclusiones

Del mapeo de la galaxia NGC 6240 se logro extraer un espectro de buenas caracte-rısticas correspondiente a las zonas I y IV las cuales responden a las zonas espacialesde los nucleos de la galaxia mientras que para las demas zonas es necesario aunrealizar algunas reducciones con mayor detalle para lograr ası eliminar el alto ruidopresente en los espectros

Sobre los espectros espacialmente definidos se realizo una extraccion que permitioidentificar las lıneas de emision y absorcion presente en la zonas I y IV

Con base en la combinacion de las bases de poblaciones estelares de Bruzual GCharlot S (2003) se construyo un espectro sintetico de buenas caracterısticas conla ejecucion de Spectral Synthesis Code -Starlight Cid Fernandes R (2005) en laszonas I y IV

Se realizo una sustraccion entre el espectro observado y el espectro sintetico a fin deeliminar la componente de absorcion asociada con la formacion estelar reproducidacon el espectro sintetico obtenido dando origen a una tabla de flujos reales de lıneasde emision que no habıan sido posible medir debido a la superposicion de las lıneasde absorcion asociadas a la actividad de formacion estelar de la galaxia huesped

La poblacion estelar presente en el espectro sintetico de NGC 6240 segun la literaturade Rodrıguez Zaurın J (2008) es una poblacion estelar joven con edades entret le 0 1 Giga ano con un porcentaje del 765745 en la zona I y 614753 enla zona IV La poblacion estelar con edad intermedia entre 0 1 lt tISP le 2 Gigaano presentan un porcentaje mas bajo del 176488 y 355544 en las zonas I yIV respectivamente Mientras que la poblacion estelar mayor de 125 Giga ano notienen asociado ningun porcentaje en la contribucion del espectro sintetico

43

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Existe una poca contribucion de poblacion estelar de tipo frıo K o M en NGC6240ya que la metalicidad de este tipo de poblaciones es aproximadamente cero en lasıntesis espectral mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para la zona IVpertenecen a poblaciones jovenes de tipo espectral O y M

44 Marıa E Rojas A

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BIBLIOGRAFIA 50 Marıa E Rojas A

CAPITULO 7

Anexos

SSP Edad [anos] Z Mstar

bc2003-hr-m42-chab-ssp-032spec 000174e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-034spec 000191e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-051spec 000417e9 000400 09666

bc2003-hr-m42-chab-ssp-052spec 000437e9 000400 09622

bc2003-hr-m42-chab-ssp-053spec 000457e9 000400 09579

bc2003-hr-m42-chab-ssp-054spec 000479e9 000400 09534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-055spec 000501e9 000400 09488

bc2003-hr-m42-chab-ssp-070spec 001000e9 000400 08862

bc2003-hr-m42-chab-ssp-073spec 001148e9 000400 08752

bc2003-hr-m42-chab-ssp-074spec 001202e9 000400 08716

bc2003-hr-m42-chab-ssp-075spec 001259e9 000400 08680

bc2003-hr-m42-chab-ssp-076spec 001318e9 000400 08644

bc2003-hr-m42-chab-ssp-077spec 001380e9 000400 08608

bc2003-hr-m42-chab-ssp-078spec 001445e9 000400 08571

bc2003-hr-m42-chab-ssp-079spec 001514e9 000400 08534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-080spec 001585e9 000400 08501

bc2003-hr-m42-chab-ssp-081spec 001660e9 000400 08469

bc2003-hr-m42-chab-ssp-082spec 001738e9 000400 08436

Continua en la pagina siguiente

51

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m42-chab-ssp-084spec 001905e9 000400 08369

bc2003-hr-m42-chab-ssp-087spec 002188e9 000400 08269

bc2003-hr-m42-chab-ssp-088spec 002291e9 000400 08237

bc2003-hr-m42-chab-ssp-112spec 006405e9 000400 07525

bc2003-hr-m42-chab-ssp-113spec 007187e9 000400 07446

bc2003-hr-m42-chab-ssp-114spec 008064e9 000400 07366

bc2003-hr-m42-chab-ssp-115spec 009048e9 000400 07287

bc2003-hr-m42-chab-ssp-116spec 010152e9 000400 07207

bc2003-hr-m42-chab-ssp-117spec 011391e9 000400 07130

bc2003-hr-m42-chab-ssp-118spec 012780e9 000400 07064

bc2003-hr-m42-chab-ssp-119spec 014340e9 000400 06997

bc2003-hr-m42-chab-ssp-120spec 016090e9 000400 06930

bc2003-hr-m42-chab-ssp-121spec 018053e9 000400 06863

bc2003-hr-m42-chab-ssp-122spec 020256e9 000400 06800

bc2003-hr-m42-chab-ssp-123spec 022727e9 000400 06738

bc2003-hr-m42-chab-ssp-124spec 025500e9 000400 06676

bc2003-hr-m42-chab-ssp-125spec 028612e9 000400 06613

bc2003-hr-m42-chab-ssp-126spec 032103e9 000400 06550

bc2003-hr-m42-chab-ssp-127spec 036020e9 000400 06486

bc2003-hr-m42-chab-ssp-128spec 040415e9 000400 06427

bc2003-hr-m42-chab-ssp-129spec 045347e9 000400 06370

bc2003-hr-m42-chab-ssp-130spec 050880e9 000400 06313

bc2003-hr-m42-chab-ssp-131spec 057088e9 000400 06256

bc2003-hr-m42-chab-ssp-132spec 064054e9 000400 06197

bc2003-hr-m42-chab-ssp-133spec 071870e9 000400 06140

bc2003-hr-m42-chab-ssp-134spec 080640e9 000400 06082

bc2003-hr-m42-chab-ssp-135spec 090479e9 000400 06024

bc2003-hr-m42-chab-ssp-201spec 1500000e9 000400 04919

bc2003-hr-m42-chab-ssp-204spec 1575000e9 000400 04915

bc2003-hr-m42-chab-ssp-214spec 1825000e9 000400 04875

bc2003-hr-m42-chab-ssp-218spec 1925000e9 000400 04872

bc2003-hr-m52-chab-ssp-031spec 000166e9 000800 10000

Continua en la pagina siguiente

52 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-032spec 000174e9 000800 10000

bc2003-hr-m52-chab-ssp-034spec 000191e9 000800 10000

bc2003-hr-m52-chab-ssp-051spec 000417e9 000800 09645

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bc2003-hr-m52-chab-ssp-122spec 020256e9 000800 06838

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53 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-123spec 022727e9 000800 06781

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bc2003-hr-m62-chab-ssp-051spec 000417e9 002000 09535

bc2003-hr-m62-chab-ssp-052spec 000437e9 002000 09482

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bc2003-hr-m62-chab-ssp-077spec 001380e9 002000 08503

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54 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-078spec 001445e9 002000 08472

bc2003-hr-m62-chab-ssp-079spec 001514e9 002000 08440

bc2003-hr-m62-chab-ssp-081spec 001660e9 002000 08375

bc2003-hr-m62-chab-ssp-082spec 001738e9 002000 08342

bc2003-hr-m62-chab-ssp-084spec 001905e9 002000 08276

bc2003-hr-m62-chab-ssp-087spec 002188e9 002000 08189

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bc2003-hr-m62-chab-ssp-115spec 009048e9 002000 07291

bc2003-hr-m62-chab-ssp-116spec 010152e9 002000 07221

bc2003-hr-m62-chab-ssp-117spec 011391e9 002000 07150

bc2003-hr-m62-chab-ssp-118spec 012780e9 002000 07093

bc2003-hr-m62-chab-ssp-119spec 014340e9 002000 07036

bc2003-hr-m62-chab-ssp-120spec 016090e9 002000 06978

bc2003-hr-m62-chab-ssp-121spec 018053e9 002000 06920

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bc2003-hr-m62-chab-ssp-123spec 022727e9 002000 06808

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bc2003-hr-m62-chab-ssp-128spec 040415e9 002000 06538

bc2003-hr-m62-chab-ssp-129spec 045347e9 002000 06484

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bc2003-hr-m62-chab-ssp-201spec 1500000e9 002000 04999

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55 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-204spec 1575000e9 002000 04991

bc2003-hr-m62-chab-ssp-214spec 1825000e9 002000 04946

bc2003-hr-m62-chab-ssp-218spec 1925000e9 002000 04941

bc2003-hr-m72-chab-ssp-031spec 000166e9 005000 09918

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bc2003-hr-m72-chab-ssp-034spec 000191e9 005000 09890

bc2003-hr-m72-chab-ssp-051spec 000417e9 005000 09299

bc2003-hr-m72-chab-ssp-052spec 000437e9 005000 09260

bc2003-hr-m72-chab-ssp-054spec 000479e9 005000 09186

bc2003-hr-m72-chab-ssp-055spec 000501e9 005000 09147

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bc2003-hr-m72-chab-ssp-071spec 001047e9 005000 08491

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bc2003-hr-m72-chab-ssp-073spec 001148e9 005000 08427

bc2003-hr-m72-chab-ssp-074spec 001202e9 005000 08393

bc2003-hr-m72-chab-ssp-075spec 001259e9 005000 08360

bc2003-hr-m72-chab-ssp-076spec 001318e9 005000 08326

bc2003-hr-m72-chab-ssp-077spec 001380e9 005000 08292

bc2003-hr-m72-chab-ssp-078spec 001445e9 005000 08262

bc2003-hr-m72-chab-ssp-079spec 001514e9 005000 08233

bc2003-hr-m72-chab-ssp-081spec 001660e9 005000 08174

bc2003-hr-m72-chab-ssp-082spec 001738e9 005000 08143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-084spec 001905e9 005000 08081

bc2003-hr-m72-chab-ssp-087spec 002188e9 005000 07990

bc2003-hr-m72-chab-ssp-088spec 002291e9 005000 07958

bc2003-hr-m72-chab-ssp-112spec 006405e9 005000 07345

bc2003-hr-m72-chab-ssp-113spec 007187e9 005000 07278

bc2003-hr-m72-chab-ssp-114spec 008064e9 005000 07211

bc2003-hr-m72-chab-ssp-115spec 009048e9 005000 07144

bc2003-hr-m72-chab-ssp-116spec 010152e9 005000 07092

bc2003-hr-m72-chab-ssp-117spec 011391e9 005000 07039

bc2003-hr-m72-chab-ssp-118spec 012780e9 005000 06985

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56 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m72-chab-ssp-119spec 014340e9 005000 06930

bc2003-hr-m72-chab-ssp-120spec 016090e9 005000 06876

bc2003-hr-m72-chab-ssp-121spec 018053e9 005000 06823

bc2003-hr-m72-chab-ssp-122spec 020256e9 005000 06771

bc2003-hr-m72-chab-ssp-123spec 022727e9 005000 06720

bc2003-hr-m72-chab-ssp-124spec 025500e9 005000 06669

bc2003-hr-m72-chab-ssp-125spec 028612e9 005000 06618

bc2003-hr-m72-chab-ssp-126spec 032103e9 005000 06566

bc2003-hr-m72-chab-ssp-127spec 036020e9 005000 06514

bc2003-hr-m72-chab-ssp-128spec 040415e9 005000 06461

bc2003-hr-m72-chab-ssp-129spec 045347e9 005000 06410

bc2003-hr-m72-chab-ssp-130spec 050880e9 005000 06356

bc2003-hr-m72-chab-ssp-131spec 057088e9 005000 06302

bc2003-hr-m72-chab-ssp-132spec 064054e9 005000 06253

bc2003-hr-m72-chab-ssp-133spec 071870e9 005000 06196

bc2003-hr-m72-chab-ssp-134spec 080640e9 005000 06143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-135spec 090479e9 005000 06088

bc2003-hr-m72-chab-ssp-201spec 1500000e9 005000 04972

bc2003-hr-m72-chab-ssp-204spec 1575000e9 005000 04960

bc2003-hr-m72-chab-ssp-214spec 1825000e9 005000 04924

bc2003-hr-m72-chab-ssp-218spec 1925000e9 005000 04908

Cuadro 71 Base N

57 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

3416 3436 [Ne v] 34260

3718 3735 [O II] 37260

3720 3737 [O II] 37288

3796 3802 H10 37979

3833 3841 H90 38354

3862 3871 [Ne III] 38691

3882 3891 H8 HeI 38890

3961 3973 [Ne III] 39678

3961 3974 Hε 39701

4024 4030 He I 40262

4067 4070 [S II] 40686

4095 4107 Hδ 41017

4332 4346 Hγ 43405

4469 4475 He I 44715

4854 4868 Hβ 48613

4947 4968 [O III] 49589

4998 5019 [O III] 50068

5009 5022 He I 50157

5156 5164 [Fe VII] 51584

5193 5202 [N I] 51991

5267 5274 [Fe III] 52704

5868 5883 He I 58756

6296 6303 [O I] 63003

6303 6315 [S III] 63121

6355 6372 [O I] 63638

6538 6591 [N II] 65480

6547 6576 Hα 65628

6575 6591 [N II] 65835

6667 6681 He I 66782

6710 6743 [S II] 67164

6718 6743 [S II] 67308

7061 7072 He I 70652

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58 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

7125 7142 [Ar III] 71358

7315 7329 [O II] 73195

7320 7335 [O II] 73302

6845 6945 BC03 lowastlowast7165 7210 BC03 lowastlowast7550 7725 BC03 lowastlowast5880 5906 NaD 5890 lowast lowast lowast9059 9079 [S III] 90690

lowast Lınea de emision

lowastlowast Region en la problematica Bruzual y Charlot (2003)

lowast lowast lowast Absorcion del medio interestelar en 5896A

Cuadro 72 Mascara General desarrollada por NataliaVale Asari (2005) para Starlight

59 Marıa E Rojas A

  • Acroacutenimos
  • Introduccioacuten
  • Fundamentos de Espectroscopiacutea
    • Fundamentos
    • Espectros Astrofiacutesicos
    • Nuacutecleos Activos de Galaxias
      • Sistema NGC6240
      • Sistema NGC6240
      • Coacutedigo de Siacutentesis Espectral
        • Modelo Fiacutesico - Matemaacutetico
        • Modelo Computacional
        • Bases Espectrales
          • Construccioacuten de una Poblacioacuten Estelar Simple (SSPs)
          • Modelos de Poblaciones Estelares Simples
              • Extraccioacuten y Anaacutelisis de Espectros
                • Reduccioacuten
                • Caracterizacioacuten
                  • Espectroscopiacutea Sinteacutetica
                    • Siacutentesis espectral
                    • Sustraccioacuten espectral
                    • Caracterizacioacuten espectral
                      • Clasificacioacuten de NGC6240
                        • Propiedades fiacutesicas de NGC6240
                          • Conclusiones
                            • Bibliografiacutea
                              • Anexos
Page 37: Espectroscop a estelar sint etica, aplicaciones astrof sicas · con modelos estelares que siguen una l nea de tiempo, producidos por la combinacion de bibliotecas de evolucion estelar,

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

02 Z∘

Log(L λ)[L ∘Å-

1 M∘-

1 ]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

04 Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

file=357911131415171921232527293133353639414345474951535557596163

(a) (b)Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

file=357911131517192123252729313335373941434547495153555759

25Z∘

Log(

L λ)[

L ∘Å-

1 M ∘

-1]

00001

0001

001

λ[Å]4000 5000 6000 7000 8000

y136y135y132y131y130y129y128y127y125y122y121y120y119y118y117y116y115y114y109y106y98y95y94y93y92y90y88y89y97y86y85y84y83y81y59y58y57y56y55y54x51y51y49x48y48y47y46y40y39

(c) (d)

Figura 31 Espectros de SSPs del modelo BC03 Bruzual amp Charlot 2003 para diferentesmetalicidades (a) 02Z (m42) (b) 04Z (m52) (c) 1Z(m62) (d) 25Z(m72) cadametalicidad contiene 50 SSPs con edades entre 2times 106 y 13times 1010 anos Resolucion de3A

33 BASES ESPECTRALES 27 Marıa E Rojas A

CAPITULO 4

Extraccion y Analisis de Espectros

El espectro original se obtuvo con el espectrografo ISIS del telescopio William Herschel de4 2m (WHT) instalado en la Palma (Canarias) utilizando las configuraciones R300B -CCD EEV 12 y R316R - CCD MARCONI2 para los brazos azul y rojo respectivamenteentre 3000A- 5000A y 5000A - 7800A con una escala de 149 segundos de arcomm alo largo de la hendidura El espectro fue cedido por la doctora Rosa Gomez Delgadodel Instituto de Astrofısica de Andalucia Los detalles de la observacion se encuentranregistrados en la tabla 41

Fecha Brazo CCD+gratting Slit PA Slit width (arcsec) texp[sec]

20050910 Red MARCONI2+R316R 88593063 1237020 900

20050909 Blue EEV12+R300B 88620857 1237020 900

Cuadro 41 Resumen de las observaciones espectroscopicas de NGC6240

41 Reduccion

En un espectro obtenido con una apertura donde no es posible identificar cual es lazona espacialmente localizada se hace necesario encontrar la orientacion espacial a fin deajustar la imagen espectral respecto a una imagen fotografica de orientacion conocida Estareorientacion fue realizada por Rosa Gomez Delgado y Mario A Higuera G con rutinas deIRAF (Image Reducction and Astronomical Facilities ver httpwwwirafcom) tomandocomo imagen fotografica de referencia la dispuesta en la base del Telescopio EspacialHubble (HST) ver httphubblesiteorggallery

28

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Figura 41 Reduccion espectral para el filtro Rojo separacion espacial fuente Mario AHiguera G

Un vez reorientado el espectro original se realizo una separacion de la cantidad de luzque paso a traves de la apertura del instrumento para los filtros rojo y azul a lo largodel rango espacial definido En la apertura espacial aparecen todas las fuentes de emisionpresentes en el momento del registro Al visualizarlas con la rutina apall de IRAF figura41 se separan las regiones de estudio

El analisis permito identificar y reducir seis zonas en total para cada filtro que al sersuperpuestas con la imagen fotografica espacial de NGC6240 se distiguieron ası zona Inucleo del sur zona II proximidad hacia el sur de la zona I zona III proximidad hacia elnorte del registro fotografico zona IV nucleo del norte zona V seccion intermedia entrelos dos nucleos y finalmente la zona VI estrella de calibracion

De todas las zonas se obtuvo un espectro para cada filtro estos fueron normalizados ypromediados con el fin de dar unicidad y ası permitir visualizar un espectro del visible enun rango entre 3200A y 7200A para todas las zonas Los espectros obtenidos se corrigieronpor Doppler (z = 0024480 NED ver httpnedipaccaltechedu) y exceso de colorasociado al polvo segun Cardelli et al (1989) en donde

E(BminusV ) = minus232 log

(Rint

Robs

)siendo Rint = 31 y Robs =HαHβ la relacion de flujos previamnete calibados de las lıneasHα y Hβ medidos por tecnica de separacion en LINER1

1LINER herramienta computacional del reporte interno de Richard W Pogge la cual utiliza una

41 REDUCCION 29 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Figura 42 Imagen fotografica del HST de NGC6240

Los espectros al final de la reduccion que se utilizaron para este trabajo se presentan enla figura 43

Al realizar el analisis de cada una de las zonas reducidas se encuentra que las zonas Iy IV presentan espectros asociados a nucleos activos las zonas II y III corresponden alas regiones adyacentes de estos nucleos que debido a su baja razon senal-ruido no serananalizadas en este trabajo la zona V corresponde a la zona intermedia debida a la fuertecomponente estelar presente en el espectro y finalmente la zona VI presenta un espectrocaracterıstico de una estrella identificada en la imagen fotografica que se utiliza comopatron de referencia figura 42

tecnica que define un continuo arbitrario sobre el cual es posible marcar el centro esperado de una lıneasobre un espectro esto permite adquirir los valores de λ centro de lınea FWHM ancho equivalente yflujo de las lıneas tanto de emision como de absorcion

41 REDUCCION 30 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

0

2eminus13

4eminus13

6eminus13

8eminus13

λ[Å]4000 5000 6000

Zona I

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

0

2eminus16

4eminus16

6eminus16

8eminus16

1eminus15

12eminus15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona II

(a) (b)

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

minus2eminus16

minus1eminus16

0

1eminus16

2eminus16

3eminus16

4eminus16

λ[Å]3000 4000 5000 6000 7000

Zona III

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

0

5eminus14

1eminus13

15eminus13

2eminus13

25eminus13

3eminus13

35eminus13

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona IV

(c) (d)

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

minus1eminus16

0

1eminus16

2eminus16

3eminus16

4eminus16

5eminus16

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona V

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

2eminus17

4eminus17

6eminus17

8eminus17

1eminus16

12eminus16

λ[Å]4000 5000 6000 7000

ZonaVI

(e) (f)

Figura 43 Espectros reducidos del visible para NGC6240 (a) Zona I (b) Zona II (c)Zona III (d) Zona IV (e) Zona V (f) Zona VI

41 REDUCCION 31 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

42 Caracterizacion

Los espectros de las zonas I y IV son caracterizados por los valores de λ centro de lıneaFWHM ancho equivalente y flujo de las lıneas de absorcion y emision los cuales se puedenobservar en las tablas 42 y 43 para cada zona respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259856 141934 121105 932365

He I lowast 3820000 38243220 240649 -368885 -331320

[Ne III] 3868760 38665283 196365 960760 849525

K-Ca II lowast 3933000 39298906 825863 -438132 -378235

H-Ca II lowast 3968000 39671277 970000 -270968 -230588

He I 4026000 40302915 870264 207639 172326

[S II] 4068600 40671338 613711 167254 136787

Fe II 4178862 41774009 188631 0157450 0123046

Hδ 4101740 41114917 365668 0608985 0489181

Hγ 4340471 43366045 920191 176589 128710

Hβ 4861300 48590737 156186 132648 538800

[O III] 4958900 49586538 303193 112192 394091

[ OIII] 5006840 50054878 217619 263052 856364

C-C lowast 5165000 51681416 204788 -181874 -0543207

Fe II 5197570 51986562 182212 770700 227194

Na-I(D) lowast 5892000 58881143 119381 -971280 -202980

[O I] 6300304 62998452 208984 297493 540325

[O I] 6363776 63638130 213094 886981 157329

[N II] 6548050 65467163 236476 372079 629095

Hα 6562819 65614551 236476 988640 172153

[N II] 6583460 65830864 236476 950283 194036

[S II] 6716440 67180718 184565 402939 743104

[S II] 6730810 67330210 184565 288223 514382lowast Lınea de absorcion

Cuadro 42 Lıneas identificadas en la Zona I de NGC6240

En la caracterizacion de las dos zonas sobresale una significativa emision de Hβ [OIII]5007A Hα y [NII] 6585A asociadas a la formacion estelar o actividad del nucleo galacticoTambien es posible observar la presencia de lıneas de emision de HeI [OI] en conjuntocon la serie de Balmer Ası mismo fue posible medir la lınea de emision [OII] en 3727Ajunto con las lıneas de H-Ca K-Ca

42 CARACTERIZACION 32 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3728815 37295811 139871 980735 752002

[Ne III] 3868760 38702319 202032 129640 988668

K-Ca II lowast 3933000 39331504 649803 -303453 -241752

H-Ca II lowast 3968000 39680195 689754 -287500 -234462

G-banda lowast 4301000 43048105 301566 -703450 -553622

Hγ 4340471 43404194 808685 104001 0771791

Hβ 4861300 48625376 157743 105704 477370

[O III] 4958900 49602510 204316 867190 374412

[O III] 5006840 50088350 156499 203541 858706

C-C lowast 5165000 51694761 221025 -478236 -186147

[O I] 6300304 62999092 223367 346819 593403

[O I] 6363776 63637612 260837 125170 209970

[N II] 6548050 65507192 180655 374786 791877

Hα 6562819 65663501 180655 788344 165570

[N II] 6583460 65867407 180655 101594 211693

[S II] 6716440 67188540 132432 320833 634206

[S II] 6730810 67328965 185795 414013 81368lowast Lınea de absorcion

Cuadro 43 Lıneas identificadas en la Zona IV de NGC6240

42 CARACTERIZACION 33 Marıa E Rojas A

CAPITULO 5

Espectroscopıa Sintetica

Ajustada la sintesis de poblacion estelar inherente al codigo Starlight se estudio la galaxiaNGC6240 y se obtuvieron propiedades fısicas tales como la composicion estelar a lo largode la historia de la formacion estelar de la galaxia bajo la biblioteca de Bruzual y Char-lot (2003) parametros cineticos como extincion por polvo AV y el vector de poblacionestelar en terminos de una fraccion de luz(xj) obtenidos con la interprestacion del porcen-taje de formacion estelar sintetica y las caracterısticas de las lıneas de absorcion obtenidas

51 Sıntesis espectral

Con el fin de encontrar la sintesis de la poblacion estelar de los dos nucleos del sistema encolision NGC6240 se ejecuto el codigo Starlight para las zonas en las que era posible vi-sualizar la regiones centrales de cada nucleo zonas I y IV Con estos espectros de entradase ejecutaron las combinaciones lineales de la base de Bruzual y Charlot (2003) para lasmetalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z individualmente con esto se identificaron laspoblaciones estelares que contribuıan en la reproduccion sintetica de cada zona Con baseen estos resultados parciales finalmente se construyo la base que mejor representa cadazona respectivamente Esta contiene 200 poblaciones estelares con edades entre 2 times 106

y 13times1010 anos resolucion de 3A en un rango de 3200A a 9500A con metalicidades de02Z 04Z 1Z y 25Z rutas evolutivas de Padova 1994 libreria STELIB y funcionmasa inicial de Chabrier (2003)

La busqueda del mejor ajuste entre el espectro de entrada y el espectro de salida se centroen disminuir al maximo el valor de la relacion [chi2Nleff ] la cual relaciona el valor delχ2 de cada valor de λ Otro valor que se tuvo en cuenta fue la desviacion media porcentual

34

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

de todos los pıxeles con relacion al espectro de entrada [adev( )] los mejores valores seregistraron en la tabla 51

Parametro Zona I Zona IV

[chi2Nleff ] 137545 113193

[adev( )] 638644 446156

Cuadro 51 Calidad del ajuste de Starlight

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

Figura 51 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral I de NGC6240 (trazo negro)

Los espectros de la formacion estelar logrados con este ajuste se muestran en las figuras51 y 52 en donde el trazo rojo representa la formacıon estelar asociada al espectro deentrada representado con el trazo negro de las zonas I y IV respectivamente

En estas figuras se puede observar una componente de absorcion sintetica por cada lıneade emision observada del espectro de entrada como es el caso de las lıneas en la longitudde onda de 3740A 3796A 3837A 3887A 3933A 3969A 4098A 4338A 4100A 4339A4860A 6548A las cuales corresponde a transiciones electronicas conocidas y definidas enel cuadro 11

51 SINTESIS ESPECTRAL 35 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

ObservadoSinteacutetico

Figura 52 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral IV de NGC6240 (trazo negro)

51 SINTESIS ESPECTRAL 36 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

52 Sustraccion espectral

Un vez definida la formacion estelar de cada una de la zonas espectrales se realizo unasustraccion de la formacion estelar asociada a cada zona con el fin de descontaminar elespectro de emision del nucleo activo filtrando ası un espectro de mejores caracterısticasel cual es posible observar en el trazo azul de las figuras 53 y 54

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 53 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral I de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral I de NGC6240 (negro)obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z(b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 37 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 54 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral VI de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral IV de NGC6240(negro) obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Zy 25Z (b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 38 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

53 Caracterizacion espectral

Cada uno de los espectros se caracterizo con la identificacion de todas las lıneas de emisionpresentes en ellas una vez realizada la sustraccion mediante un ajuste de tipo gaussianodefinido en un continuo aleatorio en el software LINER siendo posible obtener el centrode lınea el ancho total a la mitad de la altura (FWHM) y el flujo total visualizados enlas tablas 53 y 53 para las zonas I y IV respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259714 145056 273839 953139

H11 3770630 37686479 440904 425545 149716

H10 3797898 37960681 401993 326624 112110

H9 3835384 38334482 367421 376538 124836

[Ne III] 3868760 38685388 179806 168928 541474

K Ca-II lowast 3933000 39294148 131932 -206818 -623528

H Ca-II 3968000 39691155 446669 468596 135456

He I 4026000 40263750 264590 900988 244257

[S II] 4068600 40721025 240745 173767 446216

Hδ 4101740 40978579 169919 276703 688289

Hγ 4340471 43382275 130266 353231 612874

Hβ 4861300 48594336 151258 -677140 792772

[O III] 4958900 49571484 182238 -129678 227669

[O III] 5006840 50056445 189935 -360470 737521

Fe II 5197570 51990830 217043 -909013 291244

[O I] 6300304 62998164 236848 -365105 644235

[O I] 6363776 63634268 280102 -542065 239085

[NII] 6548050 65466426 250518 -330128 652055

Hα 6562819 65614375 250518 -114643 186725

[N II] 6583460 65836201 250518 -195511 214778

[S II] 6716440 67192485 222886 -472177 102774

[S II] 6730810 67358408 222886 -280570 502474lowast Lınea de absorcion

Cuadro 52 Lıneas de Emision Zona I de NGC6240

531 Clasificacion de NGC6240

Para clasificar a NGC6240 entre los tipos de nucleo activo descritos en la literatura seutilizo las razones de flujo para la ubicacion de este sistema en el diagrama BPT (Bald-win Phillips amp Terlevich 1981) descrito en Cid Fernandes et al (2010) como la mejorseparacion entre galaxias tipo Seyfert LINER y de formacion estelar fuerte mediante la

53 CARACTERIZACION ESPECTRAL 39 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[ O I] 3726032 37296033 143969 -221934 787713

[Ne III] 3868760 38706140 118089 -233171 399531

K Ca-II lowast 3933000 39330952 120923 341232 -383848

S II 4076349 40792864 693475 913706 854107

Hδ 4101742 41004019 936462 679737 301683

Fe II lowast 4303176 43052456 192020 -119689 -283858

Hγ 4340471 43394087 100879 155567 419237

Hβ 4861300 48617803 144197 -647377 680787

[O III] 4958900 49606152 172003 -194691 316305

[O III] 5006840 50090156 161854 -479744 914152

[O I] 6300304 63029087 178476 -155210 621454

[O I] 6363776 63667563 189027 334244 199334

[N II] 6548050 65512285 184697 -152528 896611

Hα 6562819 65665557 184697 -1004495E+06 173249

[N II ] 6583460 65869326 184697 711567 217207

[S II] 6716440 67182754 122346 -459232 516263

[S II] 6730810 67316655 212515 -152349 100130lowast Lınea de absorcion

Cuadro 53 Lıneas de Emision Zona IV de NGC6240

relacion de los flujos de las lıneas de emision de Hα Hβ [NII]λ6584 y [OIII]λ5007 enlog([NII]λ6584 Hα) y log([OIII]λ5007Hβ) que para el caso de la region VI es

log([NII]λ6584 Hα) =020

y

log([OIII]λ5007 Hβ) =-028

lo que ubica a NGC6240 en el diagrama BPT dentro de las galaxia tipo LINER en con-cordancia con el catalogo de Veron-Cetty de (2006)

54 Propiedades fısicas de NGC6240

Los parametros derivados del mejor modelo de la sıntesis permiten adicionalmente calcu-lar y encontrar algunas propiedades fısicas de la galaxia tabla 54 A partir de cada unode estos parametros fue posible asociar las siguientes propiedades

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 40 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Parametro Definicion Zona I Zona IV

[summinus of minus xj( )] Vector de poblacion estelar 9422336 9897032

[Miniminus tot] Fraccion de masa 846570E+02 706677E+03

[Mcor minus tot] Logaritmo de la masa estelar [M] 613714E+02 363687E+03

[v0minusmin(kms)] -11323 -13292

[vdminusmin(kms)] 4700 8439

[AV minusmin(mag)] Atenuacion del polvo [magnitud] -10000 -10000

Cuadro 54 Calidad del ajuste de Starlight

Zona OSP IPS YPS

I 0 176488 765745

IV 06582 355544 614753

Cuadro 55 Porcentaje de formacion estelar sintetica de NGC6240 poblacion estelar joven(YSPs) t le 0 1 Giga anos poblacion estelar con edad intermedia (ISP) 0 1 lt tISP le 2Giga anos la poblacion estelar con edad superior (OSP) 125 Giga ano Rodrıguez ZaurınJ et al (2008)

EdadLa interpretacion del termino [summinus of minus xj( )] vector poblacion xj discutido enla seccion 31 permitio clasificar la poblacion estelar sintetica en i poblacion estelarjoven (YSPs) con componentes estelares de edad t le 0 1 Giga ano ii poblacionestelar con edad intermedia (ISP) con componentes de edad entre 0 1 lt tISP le 2Giga ano y iii poblacion estelar con edad superior (OSP) con componentes de edadmayor que 12 5 Giga ano Rodrıguez Zaurın J et al (2008) Es entonces como alrealizar un tabulacion de este vector en la sıntesis de NGC6240 se puede concluirque mas del 60 de la poblacion estelar corresponde a poblacion estelar joven elporcentaje de cada componente segun la zona se especifica en la cuadro 55

MetalicidadEl porcentaje de las metalicidades empleadas para reproducir el sistema NGC6240fueron tabulados en el cuadro 56 Se puede concluir que existe una contribucion depoblacion estelar de tipo frıo K o M ya que la metalicidad de este tipo de poblacioneses aproximadamente cero mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para lazona IV pertenecen a poblaciones mas calientes de tipo espectral O y M

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 41 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Zona 02Z( ) 04Z( ) 1Z( ) 25Z( )

I 219 3618 5583 00002

IV 1289 4501 4105 0

Cuadro 56 Porcentaje de la metalicidad media en la sıntesis de NGC6240

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 42 Marıa E Rojas A

CAPITULO 6

Conclusiones

Del mapeo de la galaxia NGC 6240 se logro extraer un espectro de buenas caracte-rısticas correspondiente a las zonas I y IV las cuales responden a las zonas espacialesde los nucleos de la galaxia mientras que para las demas zonas es necesario aunrealizar algunas reducciones con mayor detalle para lograr ası eliminar el alto ruidopresente en los espectros

Sobre los espectros espacialmente definidos se realizo una extraccion que permitioidentificar las lıneas de emision y absorcion presente en la zonas I y IV

Con base en la combinacion de las bases de poblaciones estelares de Bruzual GCharlot S (2003) se construyo un espectro sintetico de buenas caracterısticas conla ejecucion de Spectral Synthesis Code -Starlight Cid Fernandes R (2005) en laszonas I y IV

Se realizo una sustraccion entre el espectro observado y el espectro sintetico a fin deeliminar la componente de absorcion asociada con la formacion estelar reproducidacon el espectro sintetico obtenido dando origen a una tabla de flujos reales de lıneasde emision que no habıan sido posible medir debido a la superposicion de las lıneasde absorcion asociadas a la actividad de formacion estelar de la galaxia huesped

La poblacion estelar presente en el espectro sintetico de NGC 6240 segun la literaturade Rodrıguez Zaurın J (2008) es una poblacion estelar joven con edades entret le 0 1 Giga ano con un porcentaje del 765745 en la zona I y 614753 enla zona IV La poblacion estelar con edad intermedia entre 0 1 lt tISP le 2 Gigaano presentan un porcentaje mas bajo del 176488 y 355544 en las zonas I yIV respectivamente Mientras que la poblacion estelar mayor de 125 Giga ano notienen asociado ningun porcentaje en la contribucion del espectro sintetico

43

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Existe una poca contribucion de poblacion estelar de tipo frıo K o M en NGC6240ya que la metalicidad de este tipo de poblaciones es aproximadamente cero en lasıntesis espectral mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para la zona IVpertenecen a poblaciones jovenes de tipo espectral O y M

44 Marıa E Rojas A

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CAPITULO 7

Anexos

SSP Edad [anos] Z Mstar

bc2003-hr-m42-chab-ssp-032spec 000174e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-034spec 000191e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-051spec 000417e9 000400 09666

bc2003-hr-m42-chab-ssp-052spec 000437e9 000400 09622

bc2003-hr-m42-chab-ssp-053spec 000457e9 000400 09579

bc2003-hr-m42-chab-ssp-054spec 000479e9 000400 09534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-055spec 000501e9 000400 09488

bc2003-hr-m42-chab-ssp-070spec 001000e9 000400 08862

bc2003-hr-m42-chab-ssp-073spec 001148e9 000400 08752

bc2003-hr-m42-chab-ssp-074spec 001202e9 000400 08716

bc2003-hr-m42-chab-ssp-075spec 001259e9 000400 08680

bc2003-hr-m42-chab-ssp-076spec 001318e9 000400 08644

bc2003-hr-m42-chab-ssp-077spec 001380e9 000400 08608

bc2003-hr-m42-chab-ssp-078spec 001445e9 000400 08571

bc2003-hr-m42-chab-ssp-079spec 001514e9 000400 08534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-080spec 001585e9 000400 08501

bc2003-hr-m42-chab-ssp-081spec 001660e9 000400 08469

bc2003-hr-m42-chab-ssp-082spec 001738e9 000400 08436

Continua en la pagina siguiente

51

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m42-chab-ssp-084spec 001905e9 000400 08369

bc2003-hr-m42-chab-ssp-087spec 002188e9 000400 08269

bc2003-hr-m42-chab-ssp-088spec 002291e9 000400 08237

bc2003-hr-m42-chab-ssp-112spec 006405e9 000400 07525

bc2003-hr-m42-chab-ssp-113spec 007187e9 000400 07446

bc2003-hr-m42-chab-ssp-114spec 008064e9 000400 07366

bc2003-hr-m42-chab-ssp-115spec 009048e9 000400 07287

bc2003-hr-m42-chab-ssp-116spec 010152e9 000400 07207

bc2003-hr-m42-chab-ssp-117spec 011391e9 000400 07130

bc2003-hr-m42-chab-ssp-118spec 012780e9 000400 07064

bc2003-hr-m42-chab-ssp-119spec 014340e9 000400 06997

bc2003-hr-m42-chab-ssp-120spec 016090e9 000400 06930

bc2003-hr-m42-chab-ssp-121spec 018053e9 000400 06863

bc2003-hr-m42-chab-ssp-122spec 020256e9 000400 06800

bc2003-hr-m42-chab-ssp-123spec 022727e9 000400 06738

bc2003-hr-m42-chab-ssp-124spec 025500e9 000400 06676

bc2003-hr-m42-chab-ssp-125spec 028612e9 000400 06613

bc2003-hr-m42-chab-ssp-126spec 032103e9 000400 06550

bc2003-hr-m42-chab-ssp-127spec 036020e9 000400 06486

bc2003-hr-m42-chab-ssp-128spec 040415e9 000400 06427

bc2003-hr-m42-chab-ssp-129spec 045347e9 000400 06370

bc2003-hr-m42-chab-ssp-130spec 050880e9 000400 06313

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52 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

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53 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

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54 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

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55 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

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bc2003-hr-m72-chab-ssp-074spec 001202e9 005000 08393

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56 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m72-chab-ssp-119spec 014340e9 005000 06930

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bc2003-hr-m72-chab-ssp-130spec 050880e9 005000 06356

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bc2003-hr-m72-chab-ssp-132spec 064054e9 005000 06253

bc2003-hr-m72-chab-ssp-133spec 071870e9 005000 06196

bc2003-hr-m72-chab-ssp-134spec 080640e9 005000 06143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-135spec 090479e9 005000 06088

bc2003-hr-m72-chab-ssp-201spec 1500000e9 005000 04972

bc2003-hr-m72-chab-ssp-204spec 1575000e9 005000 04960

bc2003-hr-m72-chab-ssp-214spec 1825000e9 005000 04924

bc2003-hr-m72-chab-ssp-218spec 1925000e9 005000 04908

Cuadro 71 Base N

57 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

3416 3436 [Ne v] 34260

3718 3735 [O II] 37260

3720 3737 [O II] 37288

3796 3802 H10 37979

3833 3841 H90 38354

3862 3871 [Ne III] 38691

3882 3891 H8 HeI 38890

3961 3973 [Ne III] 39678

3961 3974 Hε 39701

4024 4030 He I 40262

4067 4070 [S II] 40686

4095 4107 Hδ 41017

4332 4346 Hγ 43405

4469 4475 He I 44715

4854 4868 Hβ 48613

4947 4968 [O III] 49589

4998 5019 [O III] 50068

5009 5022 He I 50157

5156 5164 [Fe VII] 51584

5193 5202 [N I] 51991

5267 5274 [Fe III] 52704

5868 5883 He I 58756

6296 6303 [O I] 63003

6303 6315 [S III] 63121

6355 6372 [O I] 63638

6538 6591 [N II] 65480

6547 6576 Hα 65628

6575 6591 [N II] 65835

6667 6681 He I 66782

6710 6743 [S II] 67164

6718 6743 [S II] 67308

7061 7072 He I 70652

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58 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

7125 7142 [Ar III] 71358

7315 7329 [O II] 73195

7320 7335 [O II] 73302

6845 6945 BC03 lowastlowast7165 7210 BC03 lowastlowast7550 7725 BC03 lowastlowast5880 5906 NaD 5890 lowast lowast lowast9059 9079 [S III] 90690

lowast Lınea de emision

lowastlowast Region en la problematica Bruzual y Charlot (2003)

lowast lowast lowast Absorcion del medio interestelar en 5896A

Cuadro 72 Mascara General desarrollada por NataliaVale Asari (2005) para Starlight

59 Marıa E Rojas A

  • Acroacutenimos
  • Introduccioacuten
  • Fundamentos de Espectroscopiacutea
    • Fundamentos
    • Espectros Astrofiacutesicos
    • Nuacutecleos Activos de Galaxias
      • Sistema NGC6240
      • Sistema NGC6240
      • Coacutedigo de Siacutentesis Espectral
        • Modelo Fiacutesico - Matemaacutetico
        • Modelo Computacional
        • Bases Espectrales
          • Construccioacuten de una Poblacioacuten Estelar Simple (SSPs)
          • Modelos de Poblaciones Estelares Simples
              • Extraccioacuten y Anaacutelisis de Espectros
                • Reduccioacuten
                • Caracterizacioacuten
                  • Espectroscopiacutea Sinteacutetica
                    • Siacutentesis espectral
                    • Sustraccioacuten espectral
                    • Caracterizacioacuten espectral
                      • Clasificacioacuten de NGC6240
                        • Propiedades fiacutesicas de NGC6240
                          • Conclusiones
                            • Bibliografiacutea
                              • Anexos
Page 38: Espectroscop a estelar sint etica, aplicaciones astrof sicas · con modelos estelares que siguen una l nea de tiempo, producidos por la combinacion de bibliotecas de evolucion estelar,

CAPITULO 4

Extraccion y Analisis de Espectros

El espectro original se obtuvo con el espectrografo ISIS del telescopio William Herschel de4 2m (WHT) instalado en la Palma (Canarias) utilizando las configuraciones R300B -CCD EEV 12 y R316R - CCD MARCONI2 para los brazos azul y rojo respectivamenteentre 3000A- 5000A y 5000A - 7800A con una escala de 149 segundos de arcomm alo largo de la hendidura El espectro fue cedido por la doctora Rosa Gomez Delgadodel Instituto de Astrofısica de Andalucia Los detalles de la observacion se encuentranregistrados en la tabla 41

Fecha Brazo CCD+gratting Slit PA Slit width (arcsec) texp[sec]

20050910 Red MARCONI2+R316R 88593063 1237020 900

20050909 Blue EEV12+R300B 88620857 1237020 900

Cuadro 41 Resumen de las observaciones espectroscopicas de NGC6240

41 Reduccion

En un espectro obtenido con una apertura donde no es posible identificar cual es lazona espacialmente localizada se hace necesario encontrar la orientacion espacial a fin deajustar la imagen espectral respecto a una imagen fotografica de orientacion conocida Estareorientacion fue realizada por Rosa Gomez Delgado y Mario A Higuera G con rutinas deIRAF (Image Reducction and Astronomical Facilities ver httpwwwirafcom) tomandocomo imagen fotografica de referencia la dispuesta en la base del Telescopio EspacialHubble (HST) ver httphubblesiteorggallery

28

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Figura 41 Reduccion espectral para el filtro Rojo separacion espacial fuente Mario AHiguera G

Un vez reorientado el espectro original se realizo una separacion de la cantidad de luzque paso a traves de la apertura del instrumento para los filtros rojo y azul a lo largodel rango espacial definido En la apertura espacial aparecen todas las fuentes de emisionpresentes en el momento del registro Al visualizarlas con la rutina apall de IRAF figura41 se separan las regiones de estudio

El analisis permito identificar y reducir seis zonas en total para cada filtro que al sersuperpuestas con la imagen fotografica espacial de NGC6240 se distiguieron ası zona Inucleo del sur zona II proximidad hacia el sur de la zona I zona III proximidad hacia elnorte del registro fotografico zona IV nucleo del norte zona V seccion intermedia entrelos dos nucleos y finalmente la zona VI estrella de calibracion

De todas las zonas se obtuvo un espectro para cada filtro estos fueron normalizados ypromediados con el fin de dar unicidad y ası permitir visualizar un espectro del visible enun rango entre 3200A y 7200A para todas las zonas Los espectros obtenidos se corrigieronpor Doppler (z = 0024480 NED ver httpnedipaccaltechedu) y exceso de colorasociado al polvo segun Cardelli et al (1989) en donde

E(BminusV ) = minus232 log

(Rint

Robs

)siendo Rint = 31 y Robs =HαHβ la relacion de flujos previamnete calibados de las lıneasHα y Hβ medidos por tecnica de separacion en LINER1

1LINER herramienta computacional del reporte interno de Richard W Pogge la cual utiliza una

41 REDUCCION 29 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Figura 42 Imagen fotografica del HST de NGC6240

Los espectros al final de la reduccion que se utilizaron para este trabajo se presentan enla figura 43

Al realizar el analisis de cada una de las zonas reducidas se encuentra que las zonas Iy IV presentan espectros asociados a nucleos activos las zonas II y III corresponden alas regiones adyacentes de estos nucleos que debido a su baja razon senal-ruido no serananalizadas en este trabajo la zona V corresponde a la zona intermedia debida a la fuertecomponente estelar presente en el espectro y finalmente la zona VI presenta un espectrocaracterıstico de una estrella identificada en la imagen fotografica que se utiliza comopatron de referencia figura 42

tecnica que define un continuo arbitrario sobre el cual es posible marcar el centro esperado de una lıneasobre un espectro esto permite adquirir los valores de λ centro de lınea FWHM ancho equivalente yflujo de las lıneas tanto de emision como de absorcion

41 REDUCCION 30 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

0

2eminus13

4eminus13

6eminus13

8eminus13

λ[Å]4000 5000 6000

Zona I

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

0

2eminus16

4eminus16

6eminus16

8eminus16

1eminus15

12eminus15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona II

(a) (b)

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

minus2eminus16

minus1eminus16

0

1eminus16

2eminus16

3eminus16

4eminus16

λ[Å]3000 4000 5000 6000 7000

Zona III

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

0

5eminus14

1eminus13

15eminus13

2eminus13

25eminus13

3eminus13

35eminus13

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona IV

(c) (d)

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

minus1eminus16

0

1eminus16

2eminus16

3eminus16

4eminus16

5eminus16

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona V

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

2eminus17

4eminus17

6eminus17

8eminus17

1eminus16

12eminus16

λ[Å]4000 5000 6000 7000

ZonaVI

(e) (f)

Figura 43 Espectros reducidos del visible para NGC6240 (a) Zona I (b) Zona II (c)Zona III (d) Zona IV (e) Zona V (f) Zona VI

41 REDUCCION 31 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

42 Caracterizacion

Los espectros de las zonas I y IV son caracterizados por los valores de λ centro de lıneaFWHM ancho equivalente y flujo de las lıneas de absorcion y emision los cuales se puedenobservar en las tablas 42 y 43 para cada zona respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259856 141934 121105 932365

He I lowast 3820000 38243220 240649 -368885 -331320

[Ne III] 3868760 38665283 196365 960760 849525

K-Ca II lowast 3933000 39298906 825863 -438132 -378235

H-Ca II lowast 3968000 39671277 970000 -270968 -230588

He I 4026000 40302915 870264 207639 172326

[S II] 4068600 40671338 613711 167254 136787

Fe II 4178862 41774009 188631 0157450 0123046

Hδ 4101740 41114917 365668 0608985 0489181

Hγ 4340471 43366045 920191 176589 128710

Hβ 4861300 48590737 156186 132648 538800

[O III] 4958900 49586538 303193 112192 394091

[ OIII] 5006840 50054878 217619 263052 856364

C-C lowast 5165000 51681416 204788 -181874 -0543207

Fe II 5197570 51986562 182212 770700 227194

Na-I(D) lowast 5892000 58881143 119381 -971280 -202980

[O I] 6300304 62998452 208984 297493 540325

[O I] 6363776 63638130 213094 886981 157329

[N II] 6548050 65467163 236476 372079 629095

Hα 6562819 65614551 236476 988640 172153

[N II] 6583460 65830864 236476 950283 194036

[S II] 6716440 67180718 184565 402939 743104

[S II] 6730810 67330210 184565 288223 514382lowast Lınea de absorcion

Cuadro 42 Lıneas identificadas en la Zona I de NGC6240

En la caracterizacion de las dos zonas sobresale una significativa emision de Hβ [OIII]5007A Hα y [NII] 6585A asociadas a la formacion estelar o actividad del nucleo galacticoTambien es posible observar la presencia de lıneas de emision de HeI [OI] en conjuntocon la serie de Balmer Ası mismo fue posible medir la lınea de emision [OII] en 3727Ajunto con las lıneas de H-Ca K-Ca

42 CARACTERIZACION 32 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3728815 37295811 139871 980735 752002

[Ne III] 3868760 38702319 202032 129640 988668

K-Ca II lowast 3933000 39331504 649803 -303453 -241752

H-Ca II lowast 3968000 39680195 689754 -287500 -234462

G-banda lowast 4301000 43048105 301566 -703450 -553622

Hγ 4340471 43404194 808685 104001 0771791

Hβ 4861300 48625376 157743 105704 477370

[O III] 4958900 49602510 204316 867190 374412

[O III] 5006840 50088350 156499 203541 858706

C-C lowast 5165000 51694761 221025 -478236 -186147

[O I] 6300304 62999092 223367 346819 593403

[O I] 6363776 63637612 260837 125170 209970

[N II] 6548050 65507192 180655 374786 791877

Hα 6562819 65663501 180655 788344 165570

[N II] 6583460 65867407 180655 101594 211693

[S II] 6716440 67188540 132432 320833 634206

[S II] 6730810 67328965 185795 414013 81368lowast Lınea de absorcion

Cuadro 43 Lıneas identificadas en la Zona IV de NGC6240

42 CARACTERIZACION 33 Marıa E Rojas A

CAPITULO 5

Espectroscopıa Sintetica

Ajustada la sintesis de poblacion estelar inherente al codigo Starlight se estudio la galaxiaNGC6240 y se obtuvieron propiedades fısicas tales como la composicion estelar a lo largode la historia de la formacion estelar de la galaxia bajo la biblioteca de Bruzual y Char-lot (2003) parametros cineticos como extincion por polvo AV y el vector de poblacionestelar en terminos de una fraccion de luz(xj) obtenidos con la interprestacion del porcen-taje de formacion estelar sintetica y las caracterısticas de las lıneas de absorcion obtenidas

51 Sıntesis espectral

Con el fin de encontrar la sintesis de la poblacion estelar de los dos nucleos del sistema encolision NGC6240 se ejecuto el codigo Starlight para las zonas en las que era posible vi-sualizar la regiones centrales de cada nucleo zonas I y IV Con estos espectros de entradase ejecutaron las combinaciones lineales de la base de Bruzual y Charlot (2003) para lasmetalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z individualmente con esto se identificaron laspoblaciones estelares que contribuıan en la reproduccion sintetica de cada zona Con baseen estos resultados parciales finalmente se construyo la base que mejor representa cadazona respectivamente Esta contiene 200 poblaciones estelares con edades entre 2 times 106

y 13times1010 anos resolucion de 3A en un rango de 3200A a 9500A con metalicidades de02Z 04Z 1Z y 25Z rutas evolutivas de Padova 1994 libreria STELIB y funcionmasa inicial de Chabrier (2003)

La busqueda del mejor ajuste entre el espectro de entrada y el espectro de salida se centroen disminuir al maximo el valor de la relacion [chi2Nleff ] la cual relaciona el valor delχ2 de cada valor de λ Otro valor que se tuvo en cuenta fue la desviacion media porcentual

34

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

de todos los pıxeles con relacion al espectro de entrada [adev( )] los mejores valores seregistraron en la tabla 51

Parametro Zona I Zona IV

[chi2Nleff ] 137545 113193

[adev( )] 638644 446156

Cuadro 51 Calidad del ajuste de Starlight

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

Figura 51 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral I de NGC6240 (trazo negro)

Los espectros de la formacion estelar logrados con este ajuste se muestran en las figuras51 y 52 en donde el trazo rojo representa la formacıon estelar asociada al espectro deentrada representado con el trazo negro de las zonas I y IV respectivamente

En estas figuras se puede observar una componente de absorcion sintetica por cada lıneade emision observada del espectro de entrada como es el caso de las lıneas en la longitudde onda de 3740A 3796A 3837A 3887A 3933A 3969A 4098A 4338A 4100A 4339A4860A 6548A las cuales corresponde a transiciones electronicas conocidas y definidas enel cuadro 11

51 SINTESIS ESPECTRAL 35 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

ObservadoSinteacutetico

Figura 52 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral IV de NGC6240 (trazo negro)

51 SINTESIS ESPECTRAL 36 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

52 Sustraccion espectral

Un vez definida la formacion estelar de cada una de la zonas espectrales se realizo unasustraccion de la formacion estelar asociada a cada zona con el fin de descontaminar elespectro de emision del nucleo activo filtrando ası un espectro de mejores caracterısticasel cual es posible observar en el trazo azul de las figuras 53 y 54

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 53 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral I de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral I de NGC6240 (negro)obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z(b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 37 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 54 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral VI de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral IV de NGC6240(negro) obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Zy 25Z (b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 38 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

53 Caracterizacion espectral

Cada uno de los espectros se caracterizo con la identificacion de todas las lıneas de emisionpresentes en ellas una vez realizada la sustraccion mediante un ajuste de tipo gaussianodefinido en un continuo aleatorio en el software LINER siendo posible obtener el centrode lınea el ancho total a la mitad de la altura (FWHM) y el flujo total visualizados enlas tablas 53 y 53 para las zonas I y IV respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259714 145056 273839 953139

H11 3770630 37686479 440904 425545 149716

H10 3797898 37960681 401993 326624 112110

H9 3835384 38334482 367421 376538 124836

[Ne III] 3868760 38685388 179806 168928 541474

K Ca-II lowast 3933000 39294148 131932 -206818 -623528

H Ca-II 3968000 39691155 446669 468596 135456

He I 4026000 40263750 264590 900988 244257

[S II] 4068600 40721025 240745 173767 446216

Hδ 4101740 40978579 169919 276703 688289

Hγ 4340471 43382275 130266 353231 612874

Hβ 4861300 48594336 151258 -677140 792772

[O III] 4958900 49571484 182238 -129678 227669

[O III] 5006840 50056445 189935 -360470 737521

Fe II 5197570 51990830 217043 -909013 291244

[O I] 6300304 62998164 236848 -365105 644235

[O I] 6363776 63634268 280102 -542065 239085

[NII] 6548050 65466426 250518 -330128 652055

Hα 6562819 65614375 250518 -114643 186725

[N II] 6583460 65836201 250518 -195511 214778

[S II] 6716440 67192485 222886 -472177 102774

[S II] 6730810 67358408 222886 -280570 502474lowast Lınea de absorcion

Cuadro 52 Lıneas de Emision Zona I de NGC6240

531 Clasificacion de NGC6240

Para clasificar a NGC6240 entre los tipos de nucleo activo descritos en la literatura seutilizo las razones de flujo para la ubicacion de este sistema en el diagrama BPT (Bald-win Phillips amp Terlevich 1981) descrito en Cid Fernandes et al (2010) como la mejorseparacion entre galaxias tipo Seyfert LINER y de formacion estelar fuerte mediante la

53 CARACTERIZACION ESPECTRAL 39 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[ O I] 3726032 37296033 143969 -221934 787713

[Ne III] 3868760 38706140 118089 -233171 399531

K Ca-II lowast 3933000 39330952 120923 341232 -383848

S II 4076349 40792864 693475 913706 854107

Hδ 4101742 41004019 936462 679737 301683

Fe II lowast 4303176 43052456 192020 -119689 -283858

Hγ 4340471 43394087 100879 155567 419237

Hβ 4861300 48617803 144197 -647377 680787

[O III] 4958900 49606152 172003 -194691 316305

[O III] 5006840 50090156 161854 -479744 914152

[O I] 6300304 63029087 178476 -155210 621454

[O I] 6363776 63667563 189027 334244 199334

[N II] 6548050 65512285 184697 -152528 896611

Hα 6562819 65665557 184697 -1004495E+06 173249

[N II ] 6583460 65869326 184697 711567 217207

[S II] 6716440 67182754 122346 -459232 516263

[S II] 6730810 67316655 212515 -152349 100130lowast Lınea de absorcion

Cuadro 53 Lıneas de Emision Zona IV de NGC6240

relacion de los flujos de las lıneas de emision de Hα Hβ [NII]λ6584 y [OIII]λ5007 enlog([NII]λ6584 Hα) y log([OIII]λ5007Hβ) que para el caso de la region VI es

log([NII]λ6584 Hα) =020

y

log([OIII]λ5007 Hβ) =-028

lo que ubica a NGC6240 en el diagrama BPT dentro de las galaxia tipo LINER en con-cordancia con el catalogo de Veron-Cetty de (2006)

54 Propiedades fısicas de NGC6240

Los parametros derivados del mejor modelo de la sıntesis permiten adicionalmente calcu-lar y encontrar algunas propiedades fısicas de la galaxia tabla 54 A partir de cada unode estos parametros fue posible asociar las siguientes propiedades

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 40 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Parametro Definicion Zona I Zona IV

[summinus of minus xj( )] Vector de poblacion estelar 9422336 9897032

[Miniminus tot] Fraccion de masa 846570E+02 706677E+03

[Mcor minus tot] Logaritmo de la masa estelar [M] 613714E+02 363687E+03

[v0minusmin(kms)] -11323 -13292

[vdminusmin(kms)] 4700 8439

[AV minusmin(mag)] Atenuacion del polvo [magnitud] -10000 -10000

Cuadro 54 Calidad del ajuste de Starlight

Zona OSP IPS YPS

I 0 176488 765745

IV 06582 355544 614753

Cuadro 55 Porcentaje de formacion estelar sintetica de NGC6240 poblacion estelar joven(YSPs) t le 0 1 Giga anos poblacion estelar con edad intermedia (ISP) 0 1 lt tISP le 2Giga anos la poblacion estelar con edad superior (OSP) 125 Giga ano Rodrıguez ZaurınJ et al (2008)

EdadLa interpretacion del termino [summinus of minus xj( )] vector poblacion xj discutido enla seccion 31 permitio clasificar la poblacion estelar sintetica en i poblacion estelarjoven (YSPs) con componentes estelares de edad t le 0 1 Giga ano ii poblacionestelar con edad intermedia (ISP) con componentes de edad entre 0 1 lt tISP le 2Giga ano y iii poblacion estelar con edad superior (OSP) con componentes de edadmayor que 12 5 Giga ano Rodrıguez Zaurın J et al (2008) Es entonces como alrealizar un tabulacion de este vector en la sıntesis de NGC6240 se puede concluirque mas del 60 de la poblacion estelar corresponde a poblacion estelar joven elporcentaje de cada componente segun la zona se especifica en la cuadro 55

MetalicidadEl porcentaje de las metalicidades empleadas para reproducir el sistema NGC6240fueron tabulados en el cuadro 56 Se puede concluir que existe una contribucion depoblacion estelar de tipo frıo K o M ya que la metalicidad de este tipo de poblacioneses aproximadamente cero mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para lazona IV pertenecen a poblaciones mas calientes de tipo espectral O y M

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 41 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Zona 02Z( ) 04Z( ) 1Z( ) 25Z( )

I 219 3618 5583 00002

IV 1289 4501 4105 0

Cuadro 56 Porcentaje de la metalicidad media en la sıntesis de NGC6240

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 42 Marıa E Rojas A

CAPITULO 6

Conclusiones

Del mapeo de la galaxia NGC 6240 se logro extraer un espectro de buenas caracte-rısticas correspondiente a las zonas I y IV las cuales responden a las zonas espacialesde los nucleos de la galaxia mientras que para las demas zonas es necesario aunrealizar algunas reducciones con mayor detalle para lograr ası eliminar el alto ruidopresente en los espectros

Sobre los espectros espacialmente definidos se realizo una extraccion que permitioidentificar las lıneas de emision y absorcion presente en la zonas I y IV

Con base en la combinacion de las bases de poblaciones estelares de Bruzual GCharlot S (2003) se construyo un espectro sintetico de buenas caracterısticas conla ejecucion de Spectral Synthesis Code -Starlight Cid Fernandes R (2005) en laszonas I y IV

Se realizo una sustraccion entre el espectro observado y el espectro sintetico a fin deeliminar la componente de absorcion asociada con la formacion estelar reproducidacon el espectro sintetico obtenido dando origen a una tabla de flujos reales de lıneasde emision que no habıan sido posible medir debido a la superposicion de las lıneasde absorcion asociadas a la actividad de formacion estelar de la galaxia huesped

La poblacion estelar presente en el espectro sintetico de NGC 6240 segun la literaturade Rodrıguez Zaurın J (2008) es una poblacion estelar joven con edades entret le 0 1 Giga ano con un porcentaje del 765745 en la zona I y 614753 enla zona IV La poblacion estelar con edad intermedia entre 0 1 lt tISP le 2 Gigaano presentan un porcentaje mas bajo del 176488 y 355544 en las zonas I yIV respectivamente Mientras que la poblacion estelar mayor de 125 Giga ano notienen asociado ningun porcentaje en la contribucion del espectro sintetico

43

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Existe una poca contribucion de poblacion estelar de tipo frıo K o M en NGC6240ya que la metalicidad de este tipo de poblaciones es aproximadamente cero en lasıntesis espectral mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para la zona IVpertenecen a poblaciones jovenes de tipo espectral O y M

44 Marıa E Rojas A

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CAPITULO 7

Anexos

SSP Edad [anos] Z Mstar

bc2003-hr-m42-chab-ssp-032spec 000174e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-034spec 000191e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-051spec 000417e9 000400 09666

bc2003-hr-m42-chab-ssp-052spec 000437e9 000400 09622

bc2003-hr-m42-chab-ssp-053spec 000457e9 000400 09579

bc2003-hr-m42-chab-ssp-054spec 000479e9 000400 09534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-055spec 000501e9 000400 09488

bc2003-hr-m42-chab-ssp-070spec 001000e9 000400 08862

bc2003-hr-m42-chab-ssp-073spec 001148e9 000400 08752

bc2003-hr-m42-chab-ssp-074spec 001202e9 000400 08716

bc2003-hr-m42-chab-ssp-075spec 001259e9 000400 08680

bc2003-hr-m42-chab-ssp-076spec 001318e9 000400 08644

bc2003-hr-m42-chab-ssp-077spec 001380e9 000400 08608

bc2003-hr-m42-chab-ssp-078spec 001445e9 000400 08571

bc2003-hr-m42-chab-ssp-079spec 001514e9 000400 08534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-080spec 001585e9 000400 08501

bc2003-hr-m42-chab-ssp-081spec 001660e9 000400 08469

bc2003-hr-m42-chab-ssp-082spec 001738e9 000400 08436

Continua en la pagina siguiente

51

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m42-chab-ssp-084spec 001905e9 000400 08369

bc2003-hr-m42-chab-ssp-087spec 002188e9 000400 08269

bc2003-hr-m42-chab-ssp-088spec 002291e9 000400 08237

bc2003-hr-m42-chab-ssp-112spec 006405e9 000400 07525

bc2003-hr-m42-chab-ssp-113spec 007187e9 000400 07446

bc2003-hr-m42-chab-ssp-114spec 008064e9 000400 07366

bc2003-hr-m42-chab-ssp-115spec 009048e9 000400 07287

bc2003-hr-m42-chab-ssp-116spec 010152e9 000400 07207

bc2003-hr-m42-chab-ssp-117spec 011391e9 000400 07130

bc2003-hr-m42-chab-ssp-118spec 012780e9 000400 07064

bc2003-hr-m42-chab-ssp-119spec 014340e9 000400 06997

bc2003-hr-m42-chab-ssp-120spec 016090e9 000400 06930

bc2003-hr-m42-chab-ssp-121spec 018053e9 000400 06863

bc2003-hr-m42-chab-ssp-122spec 020256e9 000400 06800

bc2003-hr-m42-chab-ssp-123spec 022727e9 000400 06738

bc2003-hr-m42-chab-ssp-124spec 025500e9 000400 06676

bc2003-hr-m42-chab-ssp-125spec 028612e9 000400 06613

bc2003-hr-m42-chab-ssp-126spec 032103e9 000400 06550

bc2003-hr-m42-chab-ssp-127spec 036020e9 000400 06486

bc2003-hr-m42-chab-ssp-128spec 040415e9 000400 06427

bc2003-hr-m42-chab-ssp-129spec 045347e9 000400 06370

bc2003-hr-m42-chab-ssp-130spec 050880e9 000400 06313

bc2003-hr-m42-chab-ssp-131spec 057088e9 000400 06256

bc2003-hr-m42-chab-ssp-132spec 064054e9 000400 06197

bc2003-hr-m42-chab-ssp-133spec 071870e9 000400 06140

bc2003-hr-m42-chab-ssp-134spec 080640e9 000400 06082

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52 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

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53 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-123spec 022727e9 000800 06781

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bc2003-hr-m52-chab-ssp-218spec 1925000e9 000800 04882

bc2003-hr-m62-chab-ssp-031spec 000166e9 002000 10000

bc2003-hr-m62-chab-ssp-032spec 000174e9 002000 10000

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bc2003-hr-m62-chab-ssp-077spec 001380e9 002000 08503

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54 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-078spec 001445e9 002000 08472

bc2003-hr-m62-chab-ssp-079spec 001514e9 002000 08440

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bc2003-hr-m62-chab-ssp-082spec 001738e9 002000 08342

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bc2003-hr-m62-chab-ssp-087spec 002188e9 002000 08189

bc2003-hr-m62-chab-ssp-088spec 002291e9 002000 08159

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bc2003-hr-m62-chab-ssp-113spec 007187e9 002000 07429

bc2003-hr-m62-chab-ssp-114spec 008064e9 002000 07360

bc2003-hr-m62-chab-ssp-115spec 009048e9 002000 07291

bc2003-hr-m62-chab-ssp-116spec 010152e9 002000 07221

bc2003-hr-m62-chab-ssp-117spec 011391e9 002000 07150

bc2003-hr-m62-chab-ssp-118spec 012780e9 002000 07093

bc2003-hr-m62-chab-ssp-119spec 014340e9 002000 07036

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bc2003-hr-m62-chab-ssp-123spec 022727e9 002000 06808

bc2003-hr-m62-chab-ssp-124spec 025500e9 002000 06754

bc2003-hr-m62-chab-ssp-125spec 028612e9 002000 06700

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bc2003-hr-m62-chab-ssp-201spec 1500000e9 002000 04999

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55 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-204spec 1575000e9 002000 04991

bc2003-hr-m62-chab-ssp-214spec 1825000e9 002000 04946

bc2003-hr-m62-chab-ssp-218spec 1925000e9 002000 04941

bc2003-hr-m72-chab-ssp-031spec 000166e9 005000 09918

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bc2003-hr-m72-chab-ssp-034spec 000191e9 005000 09890

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bc2003-hr-m72-chab-ssp-087spec 002188e9 005000 07990

bc2003-hr-m72-chab-ssp-088spec 002291e9 005000 07958

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bc2003-hr-m72-chab-ssp-115spec 009048e9 005000 07144

bc2003-hr-m72-chab-ssp-116spec 010152e9 005000 07092

bc2003-hr-m72-chab-ssp-117spec 011391e9 005000 07039

bc2003-hr-m72-chab-ssp-118spec 012780e9 005000 06985

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56 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m72-chab-ssp-119spec 014340e9 005000 06930

bc2003-hr-m72-chab-ssp-120spec 016090e9 005000 06876

bc2003-hr-m72-chab-ssp-121spec 018053e9 005000 06823

bc2003-hr-m72-chab-ssp-122spec 020256e9 005000 06771

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bc2003-hr-m72-chab-ssp-128spec 040415e9 005000 06461

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bc2003-hr-m72-chab-ssp-130spec 050880e9 005000 06356

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bc2003-hr-m72-chab-ssp-132spec 064054e9 005000 06253

bc2003-hr-m72-chab-ssp-133spec 071870e9 005000 06196

bc2003-hr-m72-chab-ssp-134spec 080640e9 005000 06143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-135spec 090479e9 005000 06088

bc2003-hr-m72-chab-ssp-201spec 1500000e9 005000 04972

bc2003-hr-m72-chab-ssp-204spec 1575000e9 005000 04960

bc2003-hr-m72-chab-ssp-214spec 1825000e9 005000 04924

bc2003-hr-m72-chab-ssp-218spec 1925000e9 005000 04908

Cuadro 71 Base N

57 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

3416 3436 [Ne v] 34260

3718 3735 [O II] 37260

3720 3737 [O II] 37288

3796 3802 H10 37979

3833 3841 H90 38354

3862 3871 [Ne III] 38691

3882 3891 H8 HeI 38890

3961 3973 [Ne III] 39678

3961 3974 Hε 39701

4024 4030 He I 40262

4067 4070 [S II] 40686

4095 4107 Hδ 41017

4332 4346 Hγ 43405

4469 4475 He I 44715

4854 4868 Hβ 48613

4947 4968 [O III] 49589

4998 5019 [O III] 50068

5009 5022 He I 50157

5156 5164 [Fe VII] 51584

5193 5202 [N I] 51991

5267 5274 [Fe III] 52704

5868 5883 He I 58756

6296 6303 [O I] 63003

6303 6315 [S III] 63121

6355 6372 [O I] 63638

6538 6591 [N II] 65480

6547 6576 Hα 65628

6575 6591 [N II] 65835

6667 6681 He I 66782

6710 6743 [S II] 67164

6718 6743 [S II] 67308

7061 7072 He I 70652

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58 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

7125 7142 [Ar III] 71358

7315 7329 [O II] 73195

7320 7335 [O II] 73302

6845 6945 BC03 lowastlowast7165 7210 BC03 lowastlowast7550 7725 BC03 lowastlowast5880 5906 NaD 5890 lowast lowast lowast9059 9079 [S III] 90690

lowast Lınea de emision

lowastlowast Region en la problematica Bruzual y Charlot (2003)

lowast lowast lowast Absorcion del medio interestelar en 5896A

Cuadro 72 Mascara General desarrollada por NataliaVale Asari (2005) para Starlight

59 Marıa E Rojas A

  • Acroacutenimos
  • Introduccioacuten
  • Fundamentos de Espectroscopiacutea
    • Fundamentos
    • Espectros Astrofiacutesicos
    • Nuacutecleos Activos de Galaxias
      • Sistema NGC6240
      • Sistema NGC6240
      • Coacutedigo de Siacutentesis Espectral
        • Modelo Fiacutesico - Matemaacutetico
        • Modelo Computacional
        • Bases Espectrales
          • Construccioacuten de una Poblacioacuten Estelar Simple (SSPs)
          • Modelos de Poblaciones Estelares Simples
              • Extraccioacuten y Anaacutelisis de Espectros
                • Reduccioacuten
                • Caracterizacioacuten
                  • Espectroscopiacutea Sinteacutetica
                    • Siacutentesis espectral
                    • Sustraccioacuten espectral
                    • Caracterizacioacuten espectral
                      • Clasificacioacuten de NGC6240
                        • Propiedades fiacutesicas de NGC6240
                          • Conclusiones
                            • Bibliografiacutea
                              • Anexos
Page 39: Espectroscop a estelar sint etica, aplicaciones astrof sicas · con modelos estelares que siguen una l nea de tiempo, producidos por la combinacion de bibliotecas de evolucion estelar,

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Figura 41 Reduccion espectral para el filtro Rojo separacion espacial fuente Mario AHiguera G

Un vez reorientado el espectro original se realizo una separacion de la cantidad de luzque paso a traves de la apertura del instrumento para los filtros rojo y azul a lo largodel rango espacial definido En la apertura espacial aparecen todas las fuentes de emisionpresentes en el momento del registro Al visualizarlas con la rutina apall de IRAF figura41 se separan las regiones de estudio

El analisis permito identificar y reducir seis zonas en total para cada filtro que al sersuperpuestas con la imagen fotografica espacial de NGC6240 se distiguieron ası zona Inucleo del sur zona II proximidad hacia el sur de la zona I zona III proximidad hacia elnorte del registro fotografico zona IV nucleo del norte zona V seccion intermedia entrelos dos nucleos y finalmente la zona VI estrella de calibracion

De todas las zonas se obtuvo un espectro para cada filtro estos fueron normalizados ypromediados con el fin de dar unicidad y ası permitir visualizar un espectro del visible enun rango entre 3200A y 7200A para todas las zonas Los espectros obtenidos se corrigieronpor Doppler (z = 0024480 NED ver httpnedipaccaltechedu) y exceso de colorasociado al polvo segun Cardelli et al (1989) en donde

E(BminusV ) = minus232 log

(Rint

Robs

)siendo Rint = 31 y Robs =HαHβ la relacion de flujos previamnete calibados de las lıneasHα y Hβ medidos por tecnica de separacion en LINER1

1LINER herramienta computacional del reporte interno de Richard W Pogge la cual utiliza una

41 REDUCCION 29 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Figura 42 Imagen fotografica del HST de NGC6240

Los espectros al final de la reduccion que se utilizaron para este trabajo se presentan enla figura 43

Al realizar el analisis de cada una de las zonas reducidas se encuentra que las zonas Iy IV presentan espectros asociados a nucleos activos las zonas II y III corresponden alas regiones adyacentes de estos nucleos que debido a su baja razon senal-ruido no serananalizadas en este trabajo la zona V corresponde a la zona intermedia debida a la fuertecomponente estelar presente en el espectro y finalmente la zona VI presenta un espectrocaracterıstico de una estrella identificada en la imagen fotografica que se utiliza comopatron de referencia figura 42

tecnica que define un continuo arbitrario sobre el cual es posible marcar el centro esperado de una lıneasobre un espectro esto permite adquirir los valores de λ centro de lınea FWHM ancho equivalente yflujo de las lıneas tanto de emision como de absorcion

41 REDUCCION 30 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

0

2eminus13

4eminus13

6eminus13

8eminus13

λ[Å]4000 5000 6000

Zona I

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

0

2eminus16

4eminus16

6eminus16

8eminus16

1eminus15

12eminus15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona II

(a) (b)

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

minus2eminus16

minus1eminus16

0

1eminus16

2eminus16

3eminus16

4eminus16

λ[Å]3000 4000 5000 6000 7000

Zona III

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

0

5eminus14

1eminus13

15eminus13

2eminus13

25eminus13

3eminus13

35eminus13

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona IV

(c) (d)

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

minus1eminus16

0

1eminus16

2eminus16

3eminus16

4eminus16

5eminus16

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona V

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

2eminus17

4eminus17

6eminus17

8eminus17

1eminus16

12eminus16

λ[Å]4000 5000 6000 7000

ZonaVI

(e) (f)

Figura 43 Espectros reducidos del visible para NGC6240 (a) Zona I (b) Zona II (c)Zona III (d) Zona IV (e) Zona V (f) Zona VI

41 REDUCCION 31 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

42 Caracterizacion

Los espectros de las zonas I y IV son caracterizados por los valores de λ centro de lıneaFWHM ancho equivalente y flujo de las lıneas de absorcion y emision los cuales se puedenobservar en las tablas 42 y 43 para cada zona respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259856 141934 121105 932365

He I lowast 3820000 38243220 240649 -368885 -331320

[Ne III] 3868760 38665283 196365 960760 849525

K-Ca II lowast 3933000 39298906 825863 -438132 -378235

H-Ca II lowast 3968000 39671277 970000 -270968 -230588

He I 4026000 40302915 870264 207639 172326

[S II] 4068600 40671338 613711 167254 136787

Fe II 4178862 41774009 188631 0157450 0123046

Hδ 4101740 41114917 365668 0608985 0489181

Hγ 4340471 43366045 920191 176589 128710

Hβ 4861300 48590737 156186 132648 538800

[O III] 4958900 49586538 303193 112192 394091

[ OIII] 5006840 50054878 217619 263052 856364

C-C lowast 5165000 51681416 204788 -181874 -0543207

Fe II 5197570 51986562 182212 770700 227194

Na-I(D) lowast 5892000 58881143 119381 -971280 -202980

[O I] 6300304 62998452 208984 297493 540325

[O I] 6363776 63638130 213094 886981 157329

[N II] 6548050 65467163 236476 372079 629095

Hα 6562819 65614551 236476 988640 172153

[N II] 6583460 65830864 236476 950283 194036

[S II] 6716440 67180718 184565 402939 743104

[S II] 6730810 67330210 184565 288223 514382lowast Lınea de absorcion

Cuadro 42 Lıneas identificadas en la Zona I de NGC6240

En la caracterizacion de las dos zonas sobresale una significativa emision de Hβ [OIII]5007A Hα y [NII] 6585A asociadas a la formacion estelar o actividad del nucleo galacticoTambien es posible observar la presencia de lıneas de emision de HeI [OI] en conjuntocon la serie de Balmer Ası mismo fue posible medir la lınea de emision [OII] en 3727Ajunto con las lıneas de H-Ca K-Ca

42 CARACTERIZACION 32 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3728815 37295811 139871 980735 752002

[Ne III] 3868760 38702319 202032 129640 988668

K-Ca II lowast 3933000 39331504 649803 -303453 -241752

H-Ca II lowast 3968000 39680195 689754 -287500 -234462

G-banda lowast 4301000 43048105 301566 -703450 -553622

Hγ 4340471 43404194 808685 104001 0771791

Hβ 4861300 48625376 157743 105704 477370

[O III] 4958900 49602510 204316 867190 374412

[O III] 5006840 50088350 156499 203541 858706

C-C lowast 5165000 51694761 221025 -478236 -186147

[O I] 6300304 62999092 223367 346819 593403

[O I] 6363776 63637612 260837 125170 209970

[N II] 6548050 65507192 180655 374786 791877

Hα 6562819 65663501 180655 788344 165570

[N II] 6583460 65867407 180655 101594 211693

[S II] 6716440 67188540 132432 320833 634206

[S II] 6730810 67328965 185795 414013 81368lowast Lınea de absorcion

Cuadro 43 Lıneas identificadas en la Zona IV de NGC6240

42 CARACTERIZACION 33 Marıa E Rojas A

CAPITULO 5

Espectroscopıa Sintetica

Ajustada la sintesis de poblacion estelar inherente al codigo Starlight se estudio la galaxiaNGC6240 y se obtuvieron propiedades fısicas tales como la composicion estelar a lo largode la historia de la formacion estelar de la galaxia bajo la biblioteca de Bruzual y Char-lot (2003) parametros cineticos como extincion por polvo AV y el vector de poblacionestelar en terminos de una fraccion de luz(xj) obtenidos con la interprestacion del porcen-taje de formacion estelar sintetica y las caracterısticas de las lıneas de absorcion obtenidas

51 Sıntesis espectral

Con el fin de encontrar la sintesis de la poblacion estelar de los dos nucleos del sistema encolision NGC6240 se ejecuto el codigo Starlight para las zonas en las que era posible vi-sualizar la regiones centrales de cada nucleo zonas I y IV Con estos espectros de entradase ejecutaron las combinaciones lineales de la base de Bruzual y Charlot (2003) para lasmetalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z individualmente con esto se identificaron laspoblaciones estelares que contribuıan en la reproduccion sintetica de cada zona Con baseen estos resultados parciales finalmente se construyo la base que mejor representa cadazona respectivamente Esta contiene 200 poblaciones estelares con edades entre 2 times 106

y 13times1010 anos resolucion de 3A en un rango de 3200A a 9500A con metalicidades de02Z 04Z 1Z y 25Z rutas evolutivas de Padova 1994 libreria STELIB y funcionmasa inicial de Chabrier (2003)

La busqueda del mejor ajuste entre el espectro de entrada y el espectro de salida se centroen disminuir al maximo el valor de la relacion [chi2Nleff ] la cual relaciona el valor delχ2 de cada valor de λ Otro valor que se tuvo en cuenta fue la desviacion media porcentual

34

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

de todos los pıxeles con relacion al espectro de entrada [adev( )] los mejores valores seregistraron en la tabla 51

Parametro Zona I Zona IV

[chi2Nleff ] 137545 113193

[adev( )] 638644 446156

Cuadro 51 Calidad del ajuste de Starlight

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

Figura 51 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral I de NGC6240 (trazo negro)

Los espectros de la formacion estelar logrados con este ajuste se muestran en las figuras51 y 52 en donde el trazo rojo representa la formacıon estelar asociada al espectro deentrada representado con el trazo negro de las zonas I y IV respectivamente

En estas figuras se puede observar una componente de absorcion sintetica por cada lıneade emision observada del espectro de entrada como es el caso de las lıneas en la longitudde onda de 3740A 3796A 3837A 3887A 3933A 3969A 4098A 4338A 4100A 4339A4860A 6548A las cuales corresponde a transiciones electronicas conocidas y definidas enel cuadro 11

51 SINTESIS ESPECTRAL 35 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

ObservadoSinteacutetico

Figura 52 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral IV de NGC6240 (trazo negro)

51 SINTESIS ESPECTRAL 36 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

52 Sustraccion espectral

Un vez definida la formacion estelar de cada una de la zonas espectrales se realizo unasustraccion de la formacion estelar asociada a cada zona con el fin de descontaminar elespectro de emision del nucleo activo filtrando ası un espectro de mejores caracterısticasel cual es posible observar en el trazo azul de las figuras 53 y 54

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 53 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral I de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral I de NGC6240 (negro)obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z(b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 37 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 54 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral VI de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral IV de NGC6240(negro) obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Zy 25Z (b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 38 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

53 Caracterizacion espectral

Cada uno de los espectros se caracterizo con la identificacion de todas las lıneas de emisionpresentes en ellas una vez realizada la sustraccion mediante un ajuste de tipo gaussianodefinido en un continuo aleatorio en el software LINER siendo posible obtener el centrode lınea el ancho total a la mitad de la altura (FWHM) y el flujo total visualizados enlas tablas 53 y 53 para las zonas I y IV respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259714 145056 273839 953139

H11 3770630 37686479 440904 425545 149716

H10 3797898 37960681 401993 326624 112110

H9 3835384 38334482 367421 376538 124836

[Ne III] 3868760 38685388 179806 168928 541474

K Ca-II lowast 3933000 39294148 131932 -206818 -623528

H Ca-II 3968000 39691155 446669 468596 135456

He I 4026000 40263750 264590 900988 244257

[S II] 4068600 40721025 240745 173767 446216

Hδ 4101740 40978579 169919 276703 688289

Hγ 4340471 43382275 130266 353231 612874

Hβ 4861300 48594336 151258 -677140 792772

[O III] 4958900 49571484 182238 -129678 227669

[O III] 5006840 50056445 189935 -360470 737521

Fe II 5197570 51990830 217043 -909013 291244

[O I] 6300304 62998164 236848 -365105 644235

[O I] 6363776 63634268 280102 -542065 239085

[NII] 6548050 65466426 250518 -330128 652055

Hα 6562819 65614375 250518 -114643 186725

[N II] 6583460 65836201 250518 -195511 214778

[S II] 6716440 67192485 222886 -472177 102774

[S II] 6730810 67358408 222886 -280570 502474lowast Lınea de absorcion

Cuadro 52 Lıneas de Emision Zona I de NGC6240

531 Clasificacion de NGC6240

Para clasificar a NGC6240 entre los tipos de nucleo activo descritos en la literatura seutilizo las razones de flujo para la ubicacion de este sistema en el diagrama BPT (Bald-win Phillips amp Terlevich 1981) descrito en Cid Fernandes et al (2010) como la mejorseparacion entre galaxias tipo Seyfert LINER y de formacion estelar fuerte mediante la

53 CARACTERIZACION ESPECTRAL 39 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[ O I] 3726032 37296033 143969 -221934 787713

[Ne III] 3868760 38706140 118089 -233171 399531

K Ca-II lowast 3933000 39330952 120923 341232 -383848

S II 4076349 40792864 693475 913706 854107

Hδ 4101742 41004019 936462 679737 301683

Fe II lowast 4303176 43052456 192020 -119689 -283858

Hγ 4340471 43394087 100879 155567 419237

Hβ 4861300 48617803 144197 -647377 680787

[O III] 4958900 49606152 172003 -194691 316305

[O III] 5006840 50090156 161854 -479744 914152

[O I] 6300304 63029087 178476 -155210 621454

[O I] 6363776 63667563 189027 334244 199334

[N II] 6548050 65512285 184697 -152528 896611

Hα 6562819 65665557 184697 -1004495E+06 173249

[N II ] 6583460 65869326 184697 711567 217207

[S II] 6716440 67182754 122346 -459232 516263

[S II] 6730810 67316655 212515 -152349 100130lowast Lınea de absorcion

Cuadro 53 Lıneas de Emision Zona IV de NGC6240

relacion de los flujos de las lıneas de emision de Hα Hβ [NII]λ6584 y [OIII]λ5007 enlog([NII]λ6584 Hα) y log([OIII]λ5007Hβ) que para el caso de la region VI es

log([NII]λ6584 Hα) =020

y

log([OIII]λ5007 Hβ) =-028

lo que ubica a NGC6240 en el diagrama BPT dentro de las galaxia tipo LINER en con-cordancia con el catalogo de Veron-Cetty de (2006)

54 Propiedades fısicas de NGC6240

Los parametros derivados del mejor modelo de la sıntesis permiten adicionalmente calcu-lar y encontrar algunas propiedades fısicas de la galaxia tabla 54 A partir de cada unode estos parametros fue posible asociar las siguientes propiedades

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 40 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Parametro Definicion Zona I Zona IV

[summinus of minus xj( )] Vector de poblacion estelar 9422336 9897032

[Miniminus tot] Fraccion de masa 846570E+02 706677E+03

[Mcor minus tot] Logaritmo de la masa estelar [M] 613714E+02 363687E+03

[v0minusmin(kms)] -11323 -13292

[vdminusmin(kms)] 4700 8439

[AV minusmin(mag)] Atenuacion del polvo [magnitud] -10000 -10000

Cuadro 54 Calidad del ajuste de Starlight

Zona OSP IPS YPS

I 0 176488 765745

IV 06582 355544 614753

Cuadro 55 Porcentaje de formacion estelar sintetica de NGC6240 poblacion estelar joven(YSPs) t le 0 1 Giga anos poblacion estelar con edad intermedia (ISP) 0 1 lt tISP le 2Giga anos la poblacion estelar con edad superior (OSP) 125 Giga ano Rodrıguez ZaurınJ et al (2008)

EdadLa interpretacion del termino [summinus of minus xj( )] vector poblacion xj discutido enla seccion 31 permitio clasificar la poblacion estelar sintetica en i poblacion estelarjoven (YSPs) con componentes estelares de edad t le 0 1 Giga ano ii poblacionestelar con edad intermedia (ISP) con componentes de edad entre 0 1 lt tISP le 2Giga ano y iii poblacion estelar con edad superior (OSP) con componentes de edadmayor que 12 5 Giga ano Rodrıguez Zaurın J et al (2008) Es entonces como alrealizar un tabulacion de este vector en la sıntesis de NGC6240 se puede concluirque mas del 60 de la poblacion estelar corresponde a poblacion estelar joven elporcentaje de cada componente segun la zona se especifica en la cuadro 55

MetalicidadEl porcentaje de las metalicidades empleadas para reproducir el sistema NGC6240fueron tabulados en el cuadro 56 Se puede concluir que existe una contribucion depoblacion estelar de tipo frıo K o M ya que la metalicidad de este tipo de poblacioneses aproximadamente cero mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para lazona IV pertenecen a poblaciones mas calientes de tipo espectral O y M

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 41 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Zona 02Z( ) 04Z( ) 1Z( ) 25Z( )

I 219 3618 5583 00002

IV 1289 4501 4105 0

Cuadro 56 Porcentaje de la metalicidad media en la sıntesis de NGC6240

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 42 Marıa E Rojas A

CAPITULO 6

Conclusiones

Del mapeo de la galaxia NGC 6240 se logro extraer un espectro de buenas caracte-rısticas correspondiente a las zonas I y IV las cuales responden a las zonas espacialesde los nucleos de la galaxia mientras que para las demas zonas es necesario aunrealizar algunas reducciones con mayor detalle para lograr ası eliminar el alto ruidopresente en los espectros

Sobre los espectros espacialmente definidos se realizo una extraccion que permitioidentificar las lıneas de emision y absorcion presente en la zonas I y IV

Con base en la combinacion de las bases de poblaciones estelares de Bruzual GCharlot S (2003) se construyo un espectro sintetico de buenas caracterısticas conla ejecucion de Spectral Synthesis Code -Starlight Cid Fernandes R (2005) en laszonas I y IV

Se realizo una sustraccion entre el espectro observado y el espectro sintetico a fin deeliminar la componente de absorcion asociada con la formacion estelar reproducidacon el espectro sintetico obtenido dando origen a una tabla de flujos reales de lıneasde emision que no habıan sido posible medir debido a la superposicion de las lıneasde absorcion asociadas a la actividad de formacion estelar de la galaxia huesped

La poblacion estelar presente en el espectro sintetico de NGC 6240 segun la literaturade Rodrıguez Zaurın J (2008) es una poblacion estelar joven con edades entret le 0 1 Giga ano con un porcentaje del 765745 en la zona I y 614753 enla zona IV La poblacion estelar con edad intermedia entre 0 1 lt tISP le 2 Gigaano presentan un porcentaje mas bajo del 176488 y 355544 en las zonas I yIV respectivamente Mientras que la poblacion estelar mayor de 125 Giga ano notienen asociado ningun porcentaje en la contribucion del espectro sintetico

43

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Existe una poca contribucion de poblacion estelar de tipo frıo K o M en NGC6240ya que la metalicidad de este tipo de poblaciones es aproximadamente cero en lasıntesis espectral mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para la zona IVpertenecen a poblaciones jovenes de tipo espectral O y M

44 Marıa E Rojas A

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BIBLIOGRAFIA 50 Marıa E Rojas A

CAPITULO 7

Anexos

SSP Edad [anos] Z Mstar

bc2003-hr-m42-chab-ssp-032spec 000174e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-034spec 000191e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-051spec 000417e9 000400 09666

bc2003-hr-m42-chab-ssp-052spec 000437e9 000400 09622

bc2003-hr-m42-chab-ssp-053spec 000457e9 000400 09579

bc2003-hr-m42-chab-ssp-054spec 000479e9 000400 09534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-055spec 000501e9 000400 09488

bc2003-hr-m42-chab-ssp-070spec 001000e9 000400 08862

bc2003-hr-m42-chab-ssp-073spec 001148e9 000400 08752

bc2003-hr-m42-chab-ssp-074spec 001202e9 000400 08716

bc2003-hr-m42-chab-ssp-075spec 001259e9 000400 08680

bc2003-hr-m42-chab-ssp-076spec 001318e9 000400 08644

bc2003-hr-m42-chab-ssp-077spec 001380e9 000400 08608

bc2003-hr-m42-chab-ssp-078spec 001445e9 000400 08571

bc2003-hr-m42-chab-ssp-079spec 001514e9 000400 08534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-080spec 001585e9 000400 08501

bc2003-hr-m42-chab-ssp-081spec 001660e9 000400 08469

bc2003-hr-m42-chab-ssp-082spec 001738e9 000400 08436

Continua en la pagina siguiente

51

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m42-chab-ssp-084spec 001905e9 000400 08369

bc2003-hr-m42-chab-ssp-087spec 002188e9 000400 08269

bc2003-hr-m42-chab-ssp-088spec 002291e9 000400 08237

bc2003-hr-m42-chab-ssp-112spec 006405e9 000400 07525

bc2003-hr-m42-chab-ssp-113spec 007187e9 000400 07446

bc2003-hr-m42-chab-ssp-114spec 008064e9 000400 07366

bc2003-hr-m42-chab-ssp-115spec 009048e9 000400 07287

bc2003-hr-m42-chab-ssp-116spec 010152e9 000400 07207

bc2003-hr-m42-chab-ssp-117spec 011391e9 000400 07130

bc2003-hr-m42-chab-ssp-118spec 012780e9 000400 07064

bc2003-hr-m42-chab-ssp-119spec 014340e9 000400 06997

bc2003-hr-m42-chab-ssp-120spec 016090e9 000400 06930

bc2003-hr-m42-chab-ssp-121spec 018053e9 000400 06863

bc2003-hr-m42-chab-ssp-122spec 020256e9 000400 06800

bc2003-hr-m42-chab-ssp-123spec 022727e9 000400 06738

bc2003-hr-m42-chab-ssp-124spec 025500e9 000400 06676

bc2003-hr-m42-chab-ssp-125spec 028612e9 000400 06613

bc2003-hr-m42-chab-ssp-126spec 032103e9 000400 06550

bc2003-hr-m42-chab-ssp-127spec 036020e9 000400 06486

bc2003-hr-m42-chab-ssp-128spec 040415e9 000400 06427

bc2003-hr-m42-chab-ssp-129spec 045347e9 000400 06370

bc2003-hr-m42-chab-ssp-130spec 050880e9 000400 06313

bc2003-hr-m42-chab-ssp-131spec 057088e9 000400 06256

bc2003-hr-m42-chab-ssp-132spec 064054e9 000400 06197

bc2003-hr-m42-chab-ssp-133spec 071870e9 000400 06140

bc2003-hr-m42-chab-ssp-134spec 080640e9 000400 06082

bc2003-hr-m42-chab-ssp-135spec 090479e9 000400 06024

bc2003-hr-m42-chab-ssp-201spec 1500000e9 000400 04919

bc2003-hr-m42-chab-ssp-204spec 1575000e9 000400 04915

bc2003-hr-m42-chab-ssp-214spec 1825000e9 000400 04875

bc2003-hr-m42-chab-ssp-218spec 1925000e9 000400 04872

bc2003-hr-m52-chab-ssp-031spec 000166e9 000800 10000

Continua en la pagina siguiente

52 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-032spec 000174e9 000800 10000

bc2003-hr-m52-chab-ssp-034spec 000191e9 000800 10000

bc2003-hr-m52-chab-ssp-051spec 000417e9 000800 09645

bc2003-hr-m52-chab-ssp-052spec 000437e9 000800 09599

bc2003-hr-m52-chab-ssp-054spec 000479e9 000800 09496

bc2003-hr-m52-chab-ssp-055spec 000501e9 000800 09443

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53 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-123spec 022727e9 000800 06781

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bc2003-hr-m62-chab-ssp-055spec 000501e9 002000 09342

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bc2003-hr-m62-chab-ssp-077spec 001380e9 002000 08503

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54 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-078spec 001445e9 002000 08472

bc2003-hr-m62-chab-ssp-079spec 001514e9 002000 08440

bc2003-hr-m62-chab-ssp-081spec 001660e9 002000 08375

bc2003-hr-m62-chab-ssp-082spec 001738e9 002000 08342

bc2003-hr-m62-chab-ssp-084spec 001905e9 002000 08276

bc2003-hr-m62-chab-ssp-087spec 002188e9 002000 08189

bc2003-hr-m62-chab-ssp-088spec 002291e9 002000 08159

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bc2003-hr-m62-chab-ssp-115spec 009048e9 002000 07291

bc2003-hr-m62-chab-ssp-116spec 010152e9 002000 07221

bc2003-hr-m62-chab-ssp-117spec 011391e9 002000 07150

bc2003-hr-m62-chab-ssp-118spec 012780e9 002000 07093

bc2003-hr-m62-chab-ssp-119spec 014340e9 002000 07036

bc2003-hr-m62-chab-ssp-120spec 016090e9 002000 06978

bc2003-hr-m62-chab-ssp-121spec 018053e9 002000 06920

bc2003-hr-m62-chab-ssp-122spec 020256e9 002000 06862

bc2003-hr-m62-chab-ssp-123spec 022727e9 002000 06808

bc2003-hr-m62-chab-ssp-124spec 025500e9 002000 06754

bc2003-hr-m62-chab-ssp-125spec 028612e9 002000 06700

bc2003-hr-m62-chab-ssp-126spec 032103e9 002000 06646

bc2003-hr-m62-chab-ssp-127spec 036020e9 002000 06592

bc2003-hr-m62-chab-ssp-128spec 040415e9 002000 06538

bc2003-hr-m62-chab-ssp-129spec 045347e9 002000 06484

bc2003-hr-m62-chab-ssp-130spec 050880e9 002000 06430

bc2003-hr-m62-chab-ssp-131spec 057088e9 002000 06376

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bc2003-hr-m62-chab-ssp-201spec 1500000e9 002000 04999

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55 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-204spec 1575000e9 002000 04991

bc2003-hr-m62-chab-ssp-214spec 1825000e9 002000 04946

bc2003-hr-m62-chab-ssp-218spec 1925000e9 002000 04941

bc2003-hr-m72-chab-ssp-031spec 000166e9 005000 09918

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bc2003-hr-m72-chab-ssp-052spec 000437e9 005000 09260

bc2003-hr-m72-chab-ssp-054spec 000479e9 005000 09186

bc2003-hr-m72-chab-ssp-055spec 000501e9 005000 09147

bc2003-hr-m72-chab-ssp-070spec 001000e9 005000 08524

bc2003-hr-m72-chab-ssp-071spec 001047e9 005000 08491

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bc2003-hr-m72-chab-ssp-073spec 001148e9 005000 08427

bc2003-hr-m72-chab-ssp-074spec 001202e9 005000 08393

bc2003-hr-m72-chab-ssp-075spec 001259e9 005000 08360

bc2003-hr-m72-chab-ssp-076spec 001318e9 005000 08326

bc2003-hr-m72-chab-ssp-077spec 001380e9 005000 08292

bc2003-hr-m72-chab-ssp-078spec 001445e9 005000 08262

bc2003-hr-m72-chab-ssp-079spec 001514e9 005000 08233

bc2003-hr-m72-chab-ssp-081spec 001660e9 005000 08174

bc2003-hr-m72-chab-ssp-082spec 001738e9 005000 08143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-084spec 001905e9 005000 08081

bc2003-hr-m72-chab-ssp-087spec 002188e9 005000 07990

bc2003-hr-m72-chab-ssp-088spec 002291e9 005000 07958

bc2003-hr-m72-chab-ssp-112spec 006405e9 005000 07345

bc2003-hr-m72-chab-ssp-113spec 007187e9 005000 07278

bc2003-hr-m72-chab-ssp-114spec 008064e9 005000 07211

bc2003-hr-m72-chab-ssp-115spec 009048e9 005000 07144

bc2003-hr-m72-chab-ssp-116spec 010152e9 005000 07092

bc2003-hr-m72-chab-ssp-117spec 011391e9 005000 07039

bc2003-hr-m72-chab-ssp-118spec 012780e9 005000 06985

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56 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m72-chab-ssp-119spec 014340e9 005000 06930

bc2003-hr-m72-chab-ssp-120spec 016090e9 005000 06876

bc2003-hr-m72-chab-ssp-121spec 018053e9 005000 06823

bc2003-hr-m72-chab-ssp-122spec 020256e9 005000 06771

bc2003-hr-m72-chab-ssp-123spec 022727e9 005000 06720

bc2003-hr-m72-chab-ssp-124spec 025500e9 005000 06669

bc2003-hr-m72-chab-ssp-125spec 028612e9 005000 06618

bc2003-hr-m72-chab-ssp-126spec 032103e9 005000 06566

bc2003-hr-m72-chab-ssp-127spec 036020e9 005000 06514

bc2003-hr-m72-chab-ssp-128spec 040415e9 005000 06461

bc2003-hr-m72-chab-ssp-129spec 045347e9 005000 06410

bc2003-hr-m72-chab-ssp-130spec 050880e9 005000 06356

bc2003-hr-m72-chab-ssp-131spec 057088e9 005000 06302

bc2003-hr-m72-chab-ssp-132spec 064054e9 005000 06253

bc2003-hr-m72-chab-ssp-133spec 071870e9 005000 06196

bc2003-hr-m72-chab-ssp-134spec 080640e9 005000 06143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-135spec 090479e9 005000 06088

bc2003-hr-m72-chab-ssp-201spec 1500000e9 005000 04972

bc2003-hr-m72-chab-ssp-204spec 1575000e9 005000 04960

bc2003-hr-m72-chab-ssp-214spec 1825000e9 005000 04924

bc2003-hr-m72-chab-ssp-218spec 1925000e9 005000 04908

Cuadro 71 Base N

57 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

3416 3436 [Ne v] 34260

3718 3735 [O II] 37260

3720 3737 [O II] 37288

3796 3802 H10 37979

3833 3841 H90 38354

3862 3871 [Ne III] 38691

3882 3891 H8 HeI 38890

3961 3973 [Ne III] 39678

3961 3974 Hε 39701

4024 4030 He I 40262

4067 4070 [S II] 40686

4095 4107 Hδ 41017

4332 4346 Hγ 43405

4469 4475 He I 44715

4854 4868 Hβ 48613

4947 4968 [O III] 49589

4998 5019 [O III] 50068

5009 5022 He I 50157

5156 5164 [Fe VII] 51584

5193 5202 [N I] 51991

5267 5274 [Fe III] 52704

5868 5883 He I 58756

6296 6303 [O I] 63003

6303 6315 [S III] 63121

6355 6372 [O I] 63638

6538 6591 [N II] 65480

6547 6576 Hα 65628

6575 6591 [N II] 65835

6667 6681 He I 66782

6710 6743 [S II] 67164

6718 6743 [S II] 67308

7061 7072 He I 70652

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58 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

7125 7142 [Ar III] 71358

7315 7329 [O II] 73195

7320 7335 [O II] 73302

6845 6945 BC03 lowastlowast7165 7210 BC03 lowastlowast7550 7725 BC03 lowastlowast5880 5906 NaD 5890 lowast lowast lowast9059 9079 [S III] 90690

lowast Lınea de emision

lowastlowast Region en la problematica Bruzual y Charlot (2003)

lowast lowast lowast Absorcion del medio interestelar en 5896A

Cuadro 72 Mascara General desarrollada por NataliaVale Asari (2005) para Starlight

59 Marıa E Rojas A

  • Acroacutenimos
  • Introduccioacuten
  • Fundamentos de Espectroscopiacutea
    • Fundamentos
    • Espectros Astrofiacutesicos
    • Nuacutecleos Activos de Galaxias
      • Sistema NGC6240
      • Sistema NGC6240
      • Coacutedigo de Siacutentesis Espectral
        • Modelo Fiacutesico - Matemaacutetico
        • Modelo Computacional
        • Bases Espectrales
          • Construccioacuten de una Poblacioacuten Estelar Simple (SSPs)
          • Modelos de Poblaciones Estelares Simples
              • Extraccioacuten y Anaacutelisis de Espectros
                • Reduccioacuten
                • Caracterizacioacuten
                  • Espectroscopiacutea Sinteacutetica
                    • Siacutentesis espectral
                    • Sustraccioacuten espectral
                    • Caracterizacioacuten espectral
                      • Clasificacioacuten de NGC6240
                        • Propiedades fiacutesicas de NGC6240
                          • Conclusiones
                            • Bibliografiacutea
                              • Anexos
Page 40: Espectroscop a estelar sint etica, aplicaciones astrof sicas · con modelos estelares que siguen una l nea de tiempo, producidos por la combinacion de bibliotecas de evolucion estelar,

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Figura 42 Imagen fotografica del HST de NGC6240

Los espectros al final de la reduccion que se utilizaron para este trabajo se presentan enla figura 43

Al realizar el analisis de cada una de las zonas reducidas se encuentra que las zonas Iy IV presentan espectros asociados a nucleos activos las zonas II y III corresponden alas regiones adyacentes de estos nucleos que debido a su baja razon senal-ruido no serananalizadas en este trabajo la zona V corresponde a la zona intermedia debida a la fuertecomponente estelar presente en el espectro y finalmente la zona VI presenta un espectrocaracterıstico de una estrella identificada en la imagen fotografica que se utiliza comopatron de referencia figura 42

tecnica que define un continuo arbitrario sobre el cual es posible marcar el centro esperado de una lıneasobre un espectro esto permite adquirir los valores de λ centro de lınea FWHM ancho equivalente yflujo de las lıneas tanto de emision como de absorcion

41 REDUCCION 30 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

0

2eminus13

4eminus13

6eminus13

8eminus13

λ[Å]4000 5000 6000

Zona I

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

0

2eminus16

4eminus16

6eminus16

8eminus16

1eminus15

12eminus15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona II

(a) (b)

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

minus2eminus16

minus1eminus16

0

1eminus16

2eminus16

3eminus16

4eminus16

λ[Å]3000 4000 5000 6000 7000

Zona III

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

0

5eminus14

1eminus13

15eminus13

2eminus13

25eminus13

3eminus13

35eminus13

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona IV

(c) (d)

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

minus1eminus16

0

1eminus16

2eminus16

3eminus16

4eminus16

5eminus16

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona V

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

2eminus17

4eminus17

6eminus17

8eminus17

1eminus16

12eminus16

λ[Å]4000 5000 6000 7000

ZonaVI

(e) (f)

Figura 43 Espectros reducidos del visible para NGC6240 (a) Zona I (b) Zona II (c)Zona III (d) Zona IV (e) Zona V (f) Zona VI

41 REDUCCION 31 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

42 Caracterizacion

Los espectros de las zonas I y IV son caracterizados por los valores de λ centro de lıneaFWHM ancho equivalente y flujo de las lıneas de absorcion y emision los cuales se puedenobservar en las tablas 42 y 43 para cada zona respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259856 141934 121105 932365

He I lowast 3820000 38243220 240649 -368885 -331320

[Ne III] 3868760 38665283 196365 960760 849525

K-Ca II lowast 3933000 39298906 825863 -438132 -378235

H-Ca II lowast 3968000 39671277 970000 -270968 -230588

He I 4026000 40302915 870264 207639 172326

[S II] 4068600 40671338 613711 167254 136787

Fe II 4178862 41774009 188631 0157450 0123046

Hδ 4101740 41114917 365668 0608985 0489181

Hγ 4340471 43366045 920191 176589 128710

Hβ 4861300 48590737 156186 132648 538800

[O III] 4958900 49586538 303193 112192 394091

[ OIII] 5006840 50054878 217619 263052 856364

C-C lowast 5165000 51681416 204788 -181874 -0543207

Fe II 5197570 51986562 182212 770700 227194

Na-I(D) lowast 5892000 58881143 119381 -971280 -202980

[O I] 6300304 62998452 208984 297493 540325

[O I] 6363776 63638130 213094 886981 157329

[N II] 6548050 65467163 236476 372079 629095

Hα 6562819 65614551 236476 988640 172153

[N II] 6583460 65830864 236476 950283 194036

[S II] 6716440 67180718 184565 402939 743104

[S II] 6730810 67330210 184565 288223 514382lowast Lınea de absorcion

Cuadro 42 Lıneas identificadas en la Zona I de NGC6240

En la caracterizacion de las dos zonas sobresale una significativa emision de Hβ [OIII]5007A Hα y [NII] 6585A asociadas a la formacion estelar o actividad del nucleo galacticoTambien es posible observar la presencia de lıneas de emision de HeI [OI] en conjuntocon la serie de Balmer Ası mismo fue posible medir la lınea de emision [OII] en 3727Ajunto con las lıneas de H-Ca K-Ca

42 CARACTERIZACION 32 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3728815 37295811 139871 980735 752002

[Ne III] 3868760 38702319 202032 129640 988668

K-Ca II lowast 3933000 39331504 649803 -303453 -241752

H-Ca II lowast 3968000 39680195 689754 -287500 -234462

G-banda lowast 4301000 43048105 301566 -703450 -553622

Hγ 4340471 43404194 808685 104001 0771791

Hβ 4861300 48625376 157743 105704 477370

[O III] 4958900 49602510 204316 867190 374412

[O III] 5006840 50088350 156499 203541 858706

C-C lowast 5165000 51694761 221025 -478236 -186147

[O I] 6300304 62999092 223367 346819 593403

[O I] 6363776 63637612 260837 125170 209970

[N II] 6548050 65507192 180655 374786 791877

Hα 6562819 65663501 180655 788344 165570

[N II] 6583460 65867407 180655 101594 211693

[S II] 6716440 67188540 132432 320833 634206

[S II] 6730810 67328965 185795 414013 81368lowast Lınea de absorcion

Cuadro 43 Lıneas identificadas en la Zona IV de NGC6240

42 CARACTERIZACION 33 Marıa E Rojas A

CAPITULO 5

Espectroscopıa Sintetica

Ajustada la sintesis de poblacion estelar inherente al codigo Starlight se estudio la galaxiaNGC6240 y se obtuvieron propiedades fısicas tales como la composicion estelar a lo largode la historia de la formacion estelar de la galaxia bajo la biblioteca de Bruzual y Char-lot (2003) parametros cineticos como extincion por polvo AV y el vector de poblacionestelar en terminos de una fraccion de luz(xj) obtenidos con la interprestacion del porcen-taje de formacion estelar sintetica y las caracterısticas de las lıneas de absorcion obtenidas

51 Sıntesis espectral

Con el fin de encontrar la sintesis de la poblacion estelar de los dos nucleos del sistema encolision NGC6240 se ejecuto el codigo Starlight para las zonas en las que era posible vi-sualizar la regiones centrales de cada nucleo zonas I y IV Con estos espectros de entradase ejecutaron las combinaciones lineales de la base de Bruzual y Charlot (2003) para lasmetalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z individualmente con esto se identificaron laspoblaciones estelares que contribuıan en la reproduccion sintetica de cada zona Con baseen estos resultados parciales finalmente se construyo la base que mejor representa cadazona respectivamente Esta contiene 200 poblaciones estelares con edades entre 2 times 106

y 13times1010 anos resolucion de 3A en un rango de 3200A a 9500A con metalicidades de02Z 04Z 1Z y 25Z rutas evolutivas de Padova 1994 libreria STELIB y funcionmasa inicial de Chabrier (2003)

La busqueda del mejor ajuste entre el espectro de entrada y el espectro de salida se centroen disminuir al maximo el valor de la relacion [chi2Nleff ] la cual relaciona el valor delχ2 de cada valor de λ Otro valor que se tuvo en cuenta fue la desviacion media porcentual

34

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

de todos los pıxeles con relacion al espectro de entrada [adev( )] los mejores valores seregistraron en la tabla 51

Parametro Zona I Zona IV

[chi2Nleff ] 137545 113193

[adev( )] 638644 446156

Cuadro 51 Calidad del ajuste de Starlight

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

Figura 51 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral I de NGC6240 (trazo negro)

Los espectros de la formacion estelar logrados con este ajuste se muestran en las figuras51 y 52 en donde el trazo rojo representa la formacıon estelar asociada al espectro deentrada representado con el trazo negro de las zonas I y IV respectivamente

En estas figuras se puede observar una componente de absorcion sintetica por cada lıneade emision observada del espectro de entrada como es el caso de las lıneas en la longitudde onda de 3740A 3796A 3837A 3887A 3933A 3969A 4098A 4338A 4100A 4339A4860A 6548A las cuales corresponde a transiciones electronicas conocidas y definidas enel cuadro 11

51 SINTESIS ESPECTRAL 35 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

ObservadoSinteacutetico

Figura 52 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral IV de NGC6240 (trazo negro)

51 SINTESIS ESPECTRAL 36 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

52 Sustraccion espectral

Un vez definida la formacion estelar de cada una de la zonas espectrales se realizo unasustraccion de la formacion estelar asociada a cada zona con el fin de descontaminar elespectro de emision del nucleo activo filtrando ası un espectro de mejores caracterısticasel cual es posible observar en el trazo azul de las figuras 53 y 54

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 53 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral I de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral I de NGC6240 (negro)obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z(b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 37 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 54 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral VI de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral IV de NGC6240(negro) obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Zy 25Z (b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 38 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

53 Caracterizacion espectral

Cada uno de los espectros se caracterizo con la identificacion de todas las lıneas de emisionpresentes en ellas una vez realizada la sustraccion mediante un ajuste de tipo gaussianodefinido en un continuo aleatorio en el software LINER siendo posible obtener el centrode lınea el ancho total a la mitad de la altura (FWHM) y el flujo total visualizados enlas tablas 53 y 53 para las zonas I y IV respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259714 145056 273839 953139

H11 3770630 37686479 440904 425545 149716

H10 3797898 37960681 401993 326624 112110

H9 3835384 38334482 367421 376538 124836

[Ne III] 3868760 38685388 179806 168928 541474

K Ca-II lowast 3933000 39294148 131932 -206818 -623528

H Ca-II 3968000 39691155 446669 468596 135456

He I 4026000 40263750 264590 900988 244257

[S II] 4068600 40721025 240745 173767 446216

Hδ 4101740 40978579 169919 276703 688289

Hγ 4340471 43382275 130266 353231 612874

Hβ 4861300 48594336 151258 -677140 792772

[O III] 4958900 49571484 182238 -129678 227669

[O III] 5006840 50056445 189935 -360470 737521

Fe II 5197570 51990830 217043 -909013 291244

[O I] 6300304 62998164 236848 -365105 644235

[O I] 6363776 63634268 280102 -542065 239085

[NII] 6548050 65466426 250518 -330128 652055

Hα 6562819 65614375 250518 -114643 186725

[N II] 6583460 65836201 250518 -195511 214778

[S II] 6716440 67192485 222886 -472177 102774

[S II] 6730810 67358408 222886 -280570 502474lowast Lınea de absorcion

Cuadro 52 Lıneas de Emision Zona I de NGC6240

531 Clasificacion de NGC6240

Para clasificar a NGC6240 entre los tipos de nucleo activo descritos en la literatura seutilizo las razones de flujo para la ubicacion de este sistema en el diagrama BPT (Bald-win Phillips amp Terlevich 1981) descrito en Cid Fernandes et al (2010) como la mejorseparacion entre galaxias tipo Seyfert LINER y de formacion estelar fuerte mediante la

53 CARACTERIZACION ESPECTRAL 39 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[ O I] 3726032 37296033 143969 -221934 787713

[Ne III] 3868760 38706140 118089 -233171 399531

K Ca-II lowast 3933000 39330952 120923 341232 -383848

S II 4076349 40792864 693475 913706 854107

Hδ 4101742 41004019 936462 679737 301683

Fe II lowast 4303176 43052456 192020 -119689 -283858

Hγ 4340471 43394087 100879 155567 419237

Hβ 4861300 48617803 144197 -647377 680787

[O III] 4958900 49606152 172003 -194691 316305

[O III] 5006840 50090156 161854 -479744 914152

[O I] 6300304 63029087 178476 -155210 621454

[O I] 6363776 63667563 189027 334244 199334

[N II] 6548050 65512285 184697 -152528 896611

Hα 6562819 65665557 184697 -1004495E+06 173249

[N II ] 6583460 65869326 184697 711567 217207

[S II] 6716440 67182754 122346 -459232 516263

[S II] 6730810 67316655 212515 -152349 100130lowast Lınea de absorcion

Cuadro 53 Lıneas de Emision Zona IV de NGC6240

relacion de los flujos de las lıneas de emision de Hα Hβ [NII]λ6584 y [OIII]λ5007 enlog([NII]λ6584 Hα) y log([OIII]λ5007Hβ) que para el caso de la region VI es

log([NII]λ6584 Hα) =020

y

log([OIII]λ5007 Hβ) =-028

lo que ubica a NGC6240 en el diagrama BPT dentro de las galaxia tipo LINER en con-cordancia con el catalogo de Veron-Cetty de (2006)

54 Propiedades fısicas de NGC6240

Los parametros derivados del mejor modelo de la sıntesis permiten adicionalmente calcu-lar y encontrar algunas propiedades fısicas de la galaxia tabla 54 A partir de cada unode estos parametros fue posible asociar las siguientes propiedades

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 40 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Parametro Definicion Zona I Zona IV

[summinus of minus xj( )] Vector de poblacion estelar 9422336 9897032

[Miniminus tot] Fraccion de masa 846570E+02 706677E+03

[Mcor minus tot] Logaritmo de la masa estelar [M] 613714E+02 363687E+03

[v0minusmin(kms)] -11323 -13292

[vdminusmin(kms)] 4700 8439

[AV minusmin(mag)] Atenuacion del polvo [magnitud] -10000 -10000

Cuadro 54 Calidad del ajuste de Starlight

Zona OSP IPS YPS

I 0 176488 765745

IV 06582 355544 614753

Cuadro 55 Porcentaje de formacion estelar sintetica de NGC6240 poblacion estelar joven(YSPs) t le 0 1 Giga anos poblacion estelar con edad intermedia (ISP) 0 1 lt tISP le 2Giga anos la poblacion estelar con edad superior (OSP) 125 Giga ano Rodrıguez ZaurınJ et al (2008)

EdadLa interpretacion del termino [summinus of minus xj( )] vector poblacion xj discutido enla seccion 31 permitio clasificar la poblacion estelar sintetica en i poblacion estelarjoven (YSPs) con componentes estelares de edad t le 0 1 Giga ano ii poblacionestelar con edad intermedia (ISP) con componentes de edad entre 0 1 lt tISP le 2Giga ano y iii poblacion estelar con edad superior (OSP) con componentes de edadmayor que 12 5 Giga ano Rodrıguez Zaurın J et al (2008) Es entonces como alrealizar un tabulacion de este vector en la sıntesis de NGC6240 se puede concluirque mas del 60 de la poblacion estelar corresponde a poblacion estelar joven elporcentaje de cada componente segun la zona se especifica en la cuadro 55

MetalicidadEl porcentaje de las metalicidades empleadas para reproducir el sistema NGC6240fueron tabulados en el cuadro 56 Se puede concluir que existe una contribucion depoblacion estelar de tipo frıo K o M ya que la metalicidad de este tipo de poblacioneses aproximadamente cero mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para lazona IV pertenecen a poblaciones mas calientes de tipo espectral O y M

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 41 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Zona 02Z( ) 04Z( ) 1Z( ) 25Z( )

I 219 3618 5583 00002

IV 1289 4501 4105 0

Cuadro 56 Porcentaje de la metalicidad media en la sıntesis de NGC6240

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 42 Marıa E Rojas A

CAPITULO 6

Conclusiones

Del mapeo de la galaxia NGC 6240 se logro extraer un espectro de buenas caracte-rısticas correspondiente a las zonas I y IV las cuales responden a las zonas espacialesde los nucleos de la galaxia mientras que para las demas zonas es necesario aunrealizar algunas reducciones con mayor detalle para lograr ası eliminar el alto ruidopresente en los espectros

Sobre los espectros espacialmente definidos se realizo una extraccion que permitioidentificar las lıneas de emision y absorcion presente en la zonas I y IV

Con base en la combinacion de las bases de poblaciones estelares de Bruzual GCharlot S (2003) se construyo un espectro sintetico de buenas caracterısticas conla ejecucion de Spectral Synthesis Code -Starlight Cid Fernandes R (2005) en laszonas I y IV

Se realizo una sustraccion entre el espectro observado y el espectro sintetico a fin deeliminar la componente de absorcion asociada con la formacion estelar reproducidacon el espectro sintetico obtenido dando origen a una tabla de flujos reales de lıneasde emision que no habıan sido posible medir debido a la superposicion de las lıneasde absorcion asociadas a la actividad de formacion estelar de la galaxia huesped

La poblacion estelar presente en el espectro sintetico de NGC 6240 segun la literaturade Rodrıguez Zaurın J (2008) es una poblacion estelar joven con edades entret le 0 1 Giga ano con un porcentaje del 765745 en la zona I y 614753 enla zona IV La poblacion estelar con edad intermedia entre 0 1 lt tISP le 2 Gigaano presentan un porcentaje mas bajo del 176488 y 355544 en las zonas I yIV respectivamente Mientras que la poblacion estelar mayor de 125 Giga ano notienen asociado ningun porcentaje en la contribucion del espectro sintetico

43

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Existe una poca contribucion de poblacion estelar de tipo frıo K o M en NGC6240ya que la metalicidad de este tipo de poblaciones es aproximadamente cero en lasıntesis espectral mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para la zona IVpertenecen a poblaciones jovenes de tipo espectral O y M

44 Marıa E Rojas A

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BIBLIOGRAFIA 50 Marıa E Rojas A

CAPITULO 7

Anexos

SSP Edad [anos] Z Mstar

bc2003-hr-m42-chab-ssp-032spec 000174e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-034spec 000191e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-051spec 000417e9 000400 09666

bc2003-hr-m42-chab-ssp-052spec 000437e9 000400 09622

bc2003-hr-m42-chab-ssp-053spec 000457e9 000400 09579

bc2003-hr-m42-chab-ssp-054spec 000479e9 000400 09534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-055spec 000501e9 000400 09488

bc2003-hr-m42-chab-ssp-070spec 001000e9 000400 08862

bc2003-hr-m42-chab-ssp-073spec 001148e9 000400 08752

bc2003-hr-m42-chab-ssp-074spec 001202e9 000400 08716

bc2003-hr-m42-chab-ssp-075spec 001259e9 000400 08680

bc2003-hr-m42-chab-ssp-076spec 001318e9 000400 08644

bc2003-hr-m42-chab-ssp-077spec 001380e9 000400 08608

bc2003-hr-m42-chab-ssp-078spec 001445e9 000400 08571

bc2003-hr-m42-chab-ssp-079spec 001514e9 000400 08534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-080spec 001585e9 000400 08501

bc2003-hr-m42-chab-ssp-081spec 001660e9 000400 08469

bc2003-hr-m42-chab-ssp-082spec 001738e9 000400 08436

Continua en la pagina siguiente

51

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m42-chab-ssp-084spec 001905e9 000400 08369

bc2003-hr-m42-chab-ssp-087spec 002188e9 000400 08269

bc2003-hr-m42-chab-ssp-088spec 002291e9 000400 08237

bc2003-hr-m42-chab-ssp-112spec 006405e9 000400 07525

bc2003-hr-m42-chab-ssp-113spec 007187e9 000400 07446

bc2003-hr-m42-chab-ssp-114spec 008064e9 000400 07366

bc2003-hr-m42-chab-ssp-115spec 009048e9 000400 07287

bc2003-hr-m42-chab-ssp-116spec 010152e9 000400 07207

bc2003-hr-m42-chab-ssp-117spec 011391e9 000400 07130

bc2003-hr-m42-chab-ssp-118spec 012780e9 000400 07064

bc2003-hr-m42-chab-ssp-119spec 014340e9 000400 06997

bc2003-hr-m42-chab-ssp-120spec 016090e9 000400 06930

bc2003-hr-m42-chab-ssp-121spec 018053e9 000400 06863

bc2003-hr-m42-chab-ssp-122spec 020256e9 000400 06800

bc2003-hr-m42-chab-ssp-123spec 022727e9 000400 06738

bc2003-hr-m42-chab-ssp-124spec 025500e9 000400 06676

bc2003-hr-m42-chab-ssp-125spec 028612e9 000400 06613

bc2003-hr-m42-chab-ssp-126spec 032103e9 000400 06550

bc2003-hr-m42-chab-ssp-127spec 036020e9 000400 06486

bc2003-hr-m42-chab-ssp-128spec 040415e9 000400 06427

bc2003-hr-m42-chab-ssp-129spec 045347e9 000400 06370

bc2003-hr-m42-chab-ssp-130spec 050880e9 000400 06313

bc2003-hr-m42-chab-ssp-131spec 057088e9 000400 06256

bc2003-hr-m42-chab-ssp-132spec 064054e9 000400 06197

bc2003-hr-m42-chab-ssp-133spec 071870e9 000400 06140

bc2003-hr-m42-chab-ssp-134spec 080640e9 000400 06082

bc2003-hr-m42-chab-ssp-135spec 090479e9 000400 06024

bc2003-hr-m42-chab-ssp-201spec 1500000e9 000400 04919

bc2003-hr-m42-chab-ssp-204spec 1575000e9 000400 04915

bc2003-hr-m42-chab-ssp-214spec 1825000e9 000400 04875

bc2003-hr-m42-chab-ssp-218spec 1925000e9 000400 04872

bc2003-hr-m52-chab-ssp-031spec 000166e9 000800 10000

Continua en la pagina siguiente

52 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-032spec 000174e9 000800 10000

bc2003-hr-m52-chab-ssp-034spec 000191e9 000800 10000

bc2003-hr-m52-chab-ssp-051spec 000417e9 000800 09645

bc2003-hr-m52-chab-ssp-052spec 000437e9 000800 09599

bc2003-hr-m52-chab-ssp-054spec 000479e9 000800 09496

bc2003-hr-m52-chab-ssp-055spec 000501e9 000800 09443

bc2003-hr-m52-chab-ssp-070spec 001000e9 000800 08827

bc2003-hr-m52-chab-ssp-073spec 001148e9 000800 08725

bc2003-hr-m52-chab-ssp-074spec 001202e9 000800 08691

bc2003-hr-m52-chab-ssp-075spec 001259e9 000800 08657

bc2003-hr-m52-chab-ssp-076spec 001318e9 000800 08622

bc2003-hr-m52-chab-ssp-077spec 001380e9 000800 08587

bc2003-hr-m52-chab-ssp-078spec 001445e9 000800 08552

bc2003-hr-m52-chab-ssp-079spec 001514e9 000800 08517

bc2003-hr-m52-chab-ssp-080spec 001585e9 000800 08485

bc2003-hr-m52-chab-ssp-081spec 001660e9 000800 08453

bc2003-hr-m52-chab-ssp-082spec 001738e9 000800 08420

bc2003-hr-m52-chab-ssp-083spec 001820e9 000800 08387

bc2003-hr-m52-chab-ssp-084spec 001905e9 000800 08354

bc2003-hr-m52-chab-ssp-087spec 002188e9 000800 08256

bc2003-hr-m52-chab-ssp-088spec 002291e9 000800 08226

bc2003-hr-m52-chab-ssp-112spec 006405e9 000800 07527

bc2003-hr-m52-chab-ssp-113spec 007187e9 000800 07451

bc2003-hr-m52-chab-ssp-114spec 008064e9 000800 07376

bc2003-hr-m52-chab-ssp-115spec 009048e9 000800 07301

bc2003-hr-m52-chab-ssp-116spec 010152e9 000800 07226

bc2003-hr-m52-chab-ssp-117spec 011391e9 000800 07150

bc2003-hr-m52-chab-ssp-118spec 012780e9 000800 07088

bc2003-hr-m52-chab-ssp-119spec 014340e9 000800 07026

bc2003-hr-m52-chab-ssp-120spec 016090e9 000800 06963

bc2003-hr-m52-chab-ssp-121spec 018053e9 000800 06900

bc2003-hr-m52-chab-ssp-122spec 020256e9 000800 06838

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53 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-123spec 022727e9 000800 06781

bc2003-hr-m52-chab-ssp-124spec 025500e9 000800 06723

bc2003-hr-m52-chab-ssp-125spec 028612e9 000800 06665

bc2003-hr-m52-chab-ssp-126spec 032103e9 000800 06607

bc2003-hr-m52-chab-ssp-127spec 036020e9 000800 06548

bc2003-hr-m52-chab-ssp-128spec 040415e9 000800 06490

bc2003-hr-m52-chab-ssp-129spec 045347e9 000800 06434

bc2003-hr-m52-chab-ssp-130spec 050880e9 000800 06377

bc2003-hr-m52-chab-ssp-131spec 057088e9 000800 06318

bc2003-hr-m52-chab-ssp-132spec 064054e9 000800 06266

bc2003-hr-m52-chab-ssp-133spec 071870e9 000800 06205

bc2003-hr-m52-chab-ssp-134spec 080640e9 000800 06145

bc2003-hr-m52-chab-ssp-135spec 090479e9 000800 06086

bc2003-hr-m52-chab-ssp-201spec 1500000e9 000800 04936

bc2003-hr-m52-chab-ssp-204spec 1575000e9 000800 04935

bc2003-hr-m52-chab-ssp-214spec 1825000e9 000800 04887

bc2003-hr-m52-chab-ssp-218spec 1925000e9 000800 04882

bc2003-hr-m62-chab-ssp-031spec 000166e9 002000 10000

bc2003-hr-m62-chab-ssp-032spec 000174e9 002000 10000

bc2003-hr-m62-chab-ssp-034spec 000191e9 002000 09996

bc2003-hr-m62-chab-ssp-051spec 000417e9 002000 09535

bc2003-hr-m62-chab-ssp-052spec 000437e9 002000 09482

bc2003-hr-m62-chab-ssp-054spec 000479e9 002000 09384

bc2003-hr-m62-chab-ssp-055spec 000501e9 002000 09342

bc2003-hr-m62-chab-ssp-070spec 001000e9 002000 08751

bc2003-hr-m62-chab-ssp-071spec 001047e9 002000 08716

bc2003-hr-m62-chab-ssp-072spec 001096e9 002000 08680

bc2003-hr-m62-chab-ssp-073spec 001148e9 002000 08644

bc2003-hr-m62-chab-ssp-074spec 001202e9 002000 08608

bc2003-hr-m62-chab-ssp-075spec 001259e9 002000 08572

bc2003-hr-m62-chab-ssp-076spec 001318e9 002000 08535

bc2003-hr-m62-chab-ssp-077spec 001380e9 002000 08503

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54 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-078spec 001445e9 002000 08472

bc2003-hr-m62-chab-ssp-079spec 001514e9 002000 08440

bc2003-hr-m62-chab-ssp-081spec 001660e9 002000 08375

bc2003-hr-m62-chab-ssp-082spec 001738e9 002000 08342

bc2003-hr-m62-chab-ssp-084spec 001905e9 002000 08276

bc2003-hr-m62-chab-ssp-087spec 002188e9 002000 08189

bc2003-hr-m62-chab-ssp-088spec 002291e9 002000 08159

bc2003-hr-m62-chab-ssp-112spec 006405e9 002000 07502

bc2003-hr-m62-chab-ssp-113spec 007187e9 002000 07429

bc2003-hr-m62-chab-ssp-114spec 008064e9 002000 07360

bc2003-hr-m62-chab-ssp-115spec 009048e9 002000 07291

bc2003-hr-m62-chab-ssp-116spec 010152e9 002000 07221

bc2003-hr-m62-chab-ssp-117spec 011391e9 002000 07150

bc2003-hr-m62-chab-ssp-118spec 012780e9 002000 07093

bc2003-hr-m62-chab-ssp-119spec 014340e9 002000 07036

bc2003-hr-m62-chab-ssp-120spec 016090e9 002000 06978

bc2003-hr-m62-chab-ssp-121spec 018053e9 002000 06920

bc2003-hr-m62-chab-ssp-122spec 020256e9 002000 06862

bc2003-hr-m62-chab-ssp-123spec 022727e9 002000 06808

bc2003-hr-m62-chab-ssp-124spec 025500e9 002000 06754

bc2003-hr-m62-chab-ssp-125spec 028612e9 002000 06700

bc2003-hr-m62-chab-ssp-126spec 032103e9 002000 06646

bc2003-hr-m62-chab-ssp-127spec 036020e9 002000 06592

bc2003-hr-m62-chab-ssp-128spec 040415e9 002000 06538

bc2003-hr-m62-chab-ssp-129spec 045347e9 002000 06484

bc2003-hr-m62-chab-ssp-130spec 050880e9 002000 06430

bc2003-hr-m62-chab-ssp-131spec 057088e9 002000 06376

bc2003-hr-m62-chab-ssp-132spec 064054e9 002000 06322

bc2003-hr-m62-chab-ssp-133spec 071870e9 002000 06265

bc2003-hr-m62-chab-ssp-134spec 080640e9 002000 06209

bc2003-hr-m62-chab-ssp-135spec 090479e9 002000 06152

bc2003-hr-m62-chab-ssp-201spec 1500000e9 002000 04999

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55 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-204spec 1575000e9 002000 04991

bc2003-hr-m62-chab-ssp-214spec 1825000e9 002000 04946

bc2003-hr-m62-chab-ssp-218spec 1925000e9 002000 04941

bc2003-hr-m72-chab-ssp-031spec 000166e9 005000 09918

bc2003-hr-m72-chab-ssp-032spec 000174e9 005000 09933

bc2003-hr-m72-chab-ssp-034spec 000191e9 005000 09890

bc2003-hr-m72-chab-ssp-051spec 000417e9 005000 09299

bc2003-hr-m72-chab-ssp-052spec 000437e9 005000 09260

bc2003-hr-m72-chab-ssp-054spec 000479e9 005000 09186

bc2003-hr-m72-chab-ssp-055spec 000501e9 005000 09147

bc2003-hr-m72-chab-ssp-070spec 001000e9 005000 08524

bc2003-hr-m72-chab-ssp-071spec 001047e9 005000 08491

bc2003-hr-m72-chab-ssp-072spec 001096e9 005000 08459

bc2003-hr-m72-chab-ssp-073spec 001148e9 005000 08427

bc2003-hr-m72-chab-ssp-074spec 001202e9 005000 08393

bc2003-hr-m72-chab-ssp-075spec 001259e9 005000 08360

bc2003-hr-m72-chab-ssp-076spec 001318e9 005000 08326

bc2003-hr-m72-chab-ssp-077spec 001380e9 005000 08292

bc2003-hr-m72-chab-ssp-078spec 001445e9 005000 08262

bc2003-hr-m72-chab-ssp-079spec 001514e9 005000 08233

bc2003-hr-m72-chab-ssp-081spec 001660e9 005000 08174

bc2003-hr-m72-chab-ssp-082spec 001738e9 005000 08143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-084spec 001905e9 005000 08081

bc2003-hr-m72-chab-ssp-087spec 002188e9 005000 07990

bc2003-hr-m72-chab-ssp-088spec 002291e9 005000 07958

bc2003-hr-m72-chab-ssp-112spec 006405e9 005000 07345

bc2003-hr-m72-chab-ssp-113spec 007187e9 005000 07278

bc2003-hr-m72-chab-ssp-114spec 008064e9 005000 07211

bc2003-hr-m72-chab-ssp-115spec 009048e9 005000 07144

bc2003-hr-m72-chab-ssp-116spec 010152e9 005000 07092

bc2003-hr-m72-chab-ssp-117spec 011391e9 005000 07039

bc2003-hr-m72-chab-ssp-118spec 012780e9 005000 06985

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56 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m72-chab-ssp-119spec 014340e9 005000 06930

bc2003-hr-m72-chab-ssp-120spec 016090e9 005000 06876

bc2003-hr-m72-chab-ssp-121spec 018053e9 005000 06823

bc2003-hr-m72-chab-ssp-122spec 020256e9 005000 06771

bc2003-hr-m72-chab-ssp-123spec 022727e9 005000 06720

bc2003-hr-m72-chab-ssp-124spec 025500e9 005000 06669

bc2003-hr-m72-chab-ssp-125spec 028612e9 005000 06618

bc2003-hr-m72-chab-ssp-126spec 032103e9 005000 06566

bc2003-hr-m72-chab-ssp-127spec 036020e9 005000 06514

bc2003-hr-m72-chab-ssp-128spec 040415e9 005000 06461

bc2003-hr-m72-chab-ssp-129spec 045347e9 005000 06410

bc2003-hr-m72-chab-ssp-130spec 050880e9 005000 06356

bc2003-hr-m72-chab-ssp-131spec 057088e9 005000 06302

bc2003-hr-m72-chab-ssp-132spec 064054e9 005000 06253

bc2003-hr-m72-chab-ssp-133spec 071870e9 005000 06196

bc2003-hr-m72-chab-ssp-134spec 080640e9 005000 06143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-135spec 090479e9 005000 06088

bc2003-hr-m72-chab-ssp-201spec 1500000e9 005000 04972

bc2003-hr-m72-chab-ssp-204spec 1575000e9 005000 04960

bc2003-hr-m72-chab-ssp-214spec 1825000e9 005000 04924

bc2003-hr-m72-chab-ssp-218spec 1925000e9 005000 04908

Cuadro 71 Base N

57 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

3416 3436 [Ne v] 34260

3718 3735 [O II] 37260

3720 3737 [O II] 37288

3796 3802 H10 37979

3833 3841 H90 38354

3862 3871 [Ne III] 38691

3882 3891 H8 HeI 38890

3961 3973 [Ne III] 39678

3961 3974 Hε 39701

4024 4030 He I 40262

4067 4070 [S II] 40686

4095 4107 Hδ 41017

4332 4346 Hγ 43405

4469 4475 He I 44715

4854 4868 Hβ 48613

4947 4968 [O III] 49589

4998 5019 [O III] 50068

5009 5022 He I 50157

5156 5164 [Fe VII] 51584

5193 5202 [N I] 51991

5267 5274 [Fe III] 52704

5868 5883 He I 58756

6296 6303 [O I] 63003

6303 6315 [S III] 63121

6355 6372 [O I] 63638

6538 6591 [N II] 65480

6547 6576 Hα 65628

6575 6591 [N II] 65835

6667 6681 He I 66782

6710 6743 [S II] 67164

6718 6743 [S II] 67308

7061 7072 He I 70652

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58 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

7125 7142 [Ar III] 71358

7315 7329 [O II] 73195

7320 7335 [O II] 73302

6845 6945 BC03 lowastlowast7165 7210 BC03 lowastlowast7550 7725 BC03 lowastlowast5880 5906 NaD 5890 lowast lowast lowast9059 9079 [S III] 90690

lowast Lınea de emision

lowastlowast Region en la problematica Bruzual y Charlot (2003)

lowast lowast lowast Absorcion del medio interestelar en 5896A

Cuadro 72 Mascara General desarrollada por NataliaVale Asari (2005) para Starlight

59 Marıa E Rojas A

  • Acroacutenimos
  • Introduccioacuten
  • Fundamentos de Espectroscopiacutea
    • Fundamentos
    • Espectros Astrofiacutesicos
    • Nuacutecleos Activos de Galaxias
      • Sistema NGC6240
      • Sistema NGC6240
      • Coacutedigo de Siacutentesis Espectral
        • Modelo Fiacutesico - Matemaacutetico
        • Modelo Computacional
        • Bases Espectrales
          • Construccioacuten de una Poblacioacuten Estelar Simple (SSPs)
          • Modelos de Poblaciones Estelares Simples
              • Extraccioacuten y Anaacutelisis de Espectros
                • Reduccioacuten
                • Caracterizacioacuten
                  • Espectroscopiacutea Sinteacutetica
                    • Siacutentesis espectral
                    • Sustraccioacuten espectral
                    • Caracterizacioacuten espectral
                      • Clasificacioacuten de NGC6240
                        • Propiedades fiacutesicas de NGC6240
                          • Conclusiones
                            • Bibliografiacutea
                              • Anexos
Page 41: Espectroscop a estelar sint etica, aplicaciones astrof sicas · con modelos estelares que siguen una l nea de tiempo, producidos por la combinacion de bibliotecas de evolucion estelar,

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

0

2eminus13

4eminus13

6eminus13

8eminus13

λ[Å]4000 5000 6000

Zona I

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

0

2eminus16

4eminus16

6eminus16

8eminus16

1eminus15

12eminus15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona II

(a) (b)

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-

1 ]

minus2eminus16

minus1eminus16

0

1eminus16

2eminus16

3eminus16

4eminus16

λ[Å]3000 4000 5000 6000 7000

Zona III

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

0

5eminus14

1eminus13

15eminus13

2eminus13

25eminus13

3eminus13

35eminus13

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona IV

(c) (d)

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

minus1eminus16

0

1eminus16

2eminus16

3eminus16

4eminus16

5eminus16

λ[Å]4000 5000 6000 7000

Zona V

Fluj

o[er

g cm

-2 s

-1Å-1

]

2eminus17

4eminus17

6eminus17

8eminus17

1eminus16

12eminus16

λ[Å]4000 5000 6000 7000

ZonaVI

(e) (f)

Figura 43 Espectros reducidos del visible para NGC6240 (a) Zona I (b) Zona II (c)Zona III (d) Zona IV (e) Zona V (f) Zona VI

41 REDUCCION 31 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

42 Caracterizacion

Los espectros de las zonas I y IV son caracterizados por los valores de λ centro de lıneaFWHM ancho equivalente y flujo de las lıneas de absorcion y emision los cuales se puedenobservar en las tablas 42 y 43 para cada zona respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259856 141934 121105 932365

He I lowast 3820000 38243220 240649 -368885 -331320

[Ne III] 3868760 38665283 196365 960760 849525

K-Ca II lowast 3933000 39298906 825863 -438132 -378235

H-Ca II lowast 3968000 39671277 970000 -270968 -230588

He I 4026000 40302915 870264 207639 172326

[S II] 4068600 40671338 613711 167254 136787

Fe II 4178862 41774009 188631 0157450 0123046

Hδ 4101740 41114917 365668 0608985 0489181

Hγ 4340471 43366045 920191 176589 128710

Hβ 4861300 48590737 156186 132648 538800

[O III] 4958900 49586538 303193 112192 394091

[ OIII] 5006840 50054878 217619 263052 856364

C-C lowast 5165000 51681416 204788 -181874 -0543207

Fe II 5197570 51986562 182212 770700 227194

Na-I(D) lowast 5892000 58881143 119381 -971280 -202980

[O I] 6300304 62998452 208984 297493 540325

[O I] 6363776 63638130 213094 886981 157329

[N II] 6548050 65467163 236476 372079 629095

Hα 6562819 65614551 236476 988640 172153

[N II] 6583460 65830864 236476 950283 194036

[S II] 6716440 67180718 184565 402939 743104

[S II] 6730810 67330210 184565 288223 514382lowast Lınea de absorcion

Cuadro 42 Lıneas identificadas en la Zona I de NGC6240

En la caracterizacion de las dos zonas sobresale una significativa emision de Hβ [OIII]5007A Hα y [NII] 6585A asociadas a la formacion estelar o actividad del nucleo galacticoTambien es posible observar la presencia de lıneas de emision de HeI [OI] en conjuntocon la serie de Balmer Ası mismo fue posible medir la lınea de emision [OII] en 3727Ajunto con las lıneas de H-Ca K-Ca

42 CARACTERIZACION 32 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3728815 37295811 139871 980735 752002

[Ne III] 3868760 38702319 202032 129640 988668

K-Ca II lowast 3933000 39331504 649803 -303453 -241752

H-Ca II lowast 3968000 39680195 689754 -287500 -234462

G-banda lowast 4301000 43048105 301566 -703450 -553622

Hγ 4340471 43404194 808685 104001 0771791

Hβ 4861300 48625376 157743 105704 477370

[O III] 4958900 49602510 204316 867190 374412

[O III] 5006840 50088350 156499 203541 858706

C-C lowast 5165000 51694761 221025 -478236 -186147

[O I] 6300304 62999092 223367 346819 593403

[O I] 6363776 63637612 260837 125170 209970

[N II] 6548050 65507192 180655 374786 791877

Hα 6562819 65663501 180655 788344 165570

[N II] 6583460 65867407 180655 101594 211693

[S II] 6716440 67188540 132432 320833 634206

[S II] 6730810 67328965 185795 414013 81368lowast Lınea de absorcion

Cuadro 43 Lıneas identificadas en la Zona IV de NGC6240

42 CARACTERIZACION 33 Marıa E Rojas A

CAPITULO 5

Espectroscopıa Sintetica

Ajustada la sintesis de poblacion estelar inherente al codigo Starlight se estudio la galaxiaNGC6240 y se obtuvieron propiedades fısicas tales como la composicion estelar a lo largode la historia de la formacion estelar de la galaxia bajo la biblioteca de Bruzual y Char-lot (2003) parametros cineticos como extincion por polvo AV y el vector de poblacionestelar en terminos de una fraccion de luz(xj) obtenidos con la interprestacion del porcen-taje de formacion estelar sintetica y las caracterısticas de las lıneas de absorcion obtenidas

51 Sıntesis espectral

Con el fin de encontrar la sintesis de la poblacion estelar de los dos nucleos del sistema encolision NGC6240 se ejecuto el codigo Starlight para las zonas en las que era posible vi-sualizar la regiones centrales de cada nucleo zonas I y IV Con estos espectros de entradase ejecutaron las combinaciones lineales de la base de Bruzual y Charlot (2003) para lasmetalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z individualmente con esto se identificaron laspoblaciones estelares que contribuıan en la reproduccion sintetica de cada zona Con baseen estos resultados parciales finalmente se construyo la base que mejor representa cadazona respectivamente Esta contiene 200 poblaciones estelares con edades entre 2 times 106

y 13times1010 anos resolucion de 3A en un rango de 3200A a 9500A con metalicidades de02Z 04Z 1Z y 25Z rutas evolutivas de Padova 1994 libreria STELIB y funcionmasa inicial de Chabrier (2003)

La busqueda del mejor ajuste entre el espectro de entrada y el espectro de salida se centroen disminuir al maximo el valor de la relacion [chi2Nleff ] la cual relaciona el valor delχ2 de cada valor de λ Otro valor que se tuvo en cuenta fue la desviacion media porcentual

34

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

de todos los pıxeles con relacion al espectro de entrada [adev( )] los mejores valores seregistraron en la tabla 51

Parametro Zona I Zona IV

[chi2Nleff ] 137545 113193

[adev( )] 638644 446156

Cuadro 51 Calidad del ajuste de Starlight

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

Figura 51 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral I de NGC6240 (trazo negro)

Los espectros de la formacion estelar logrados con este ajuste se muestran en las figuras51 y 52 en donde el trazo rojo representa la formacıon estelar asociada al espectro deentrada representado con el trazo negro de las zonas I y IV respectivamente

En estas figuras se puede observar una componente de absorcion sintetica por cada lıneade emision observada del espectro de entrada como es el caso de las lıneas en la longitudde onda de 3740A 3796A 3837A 3887A 3933A 3969A 4098A 4338A 4100A 4339A4860A 6548A las cuales corresponde a transiciones electronicas conocidas y definidas enel cuadro 11

51 SINTESIS ESPECTRAL 35 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

ObservadoSinteacutetico

Figura 52 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral IV de NGC6240 (trazo negro)

51 SINTESIS ESPECTRAL 36 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

52 Sustraccion espectral

Un vez definida la formacion estelar de cada una de la zonas espectrales se realizo unasustraccion de la formacion estelar asociada a cada zona con el fin de descontaminar elespectro de emision del nucleo activo filtrando ası un espectro de mejores caracterısticasel cual es posible observar en el trazo azul de las figuras 53 y 54

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 53 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral I de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral I de NGC6240 (negro)obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z(b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 37 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 54 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral VI de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral IV de NGC6240(negro) obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Zy 25Z (b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 38 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

53 Caracterizacion espectral

Cada uno de los espectros se caracterizo con la identificacion de todas las lıneas de emisionpresentes en ellas una vez realizada la sustraccion mediante un ajuste de tipo gaussianodefinido en un continuo aleatorio en el software LINER siendo posible obtener el centrode lınea el ancho total a la mitad de la altura (FWHM) y el flujo total visualizados enlas tablas 53 y 53 para las zonas I y IV respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259714 145056 273839 953139

H11 3770630 37686479 440904 425545 149716

H10 3797898 37960681 401993 326624 112110

H9 3835384 38334482 367421 376538 124836

[Ne III] 3868760 38685388 179806 168928 541474

K Ca-II lowast 3933000 39294148 131932 -206818 -623528

H Ca-II 3968000 39691155 446669 468596 135456

He I 4026000 40263750 264590 900988 244257

[S II] 4068600 40721025 240745 173767 446216

Hδ 4101740 40978579 169919 276703 688289

Hγ 4340471 43382275 130266 353231 612874

Hβ 4861300 48594336 151258 -677140 792772

[O III] 4958900 49571484 182238 -129678 227669

[O III] 5006840 50056445 189935 -360470 737521

Fe II 5197570 51990830 217043 -909013 291244

[O I] 6300304 62998164 236848 -365105 644235

[O I] 6363776 63634268 280102 -542065 239085

[NII] 6548050 65466426 250518 -330128 652055

Hα 6562819 65614375 250518 -114643 186725

[N II] 6583460 65836201 250518 -195511 214778

[S II] 6716440 67192485 222886 -472177 102774

[S II] 6730810 67358408 222886 -280570 502474lowast Lınea de absorcion

Cuadro 52 Lıneas de Emision Zona I de NGC6240

531 Clasificacion de NGC6240

Para clasificar a NGC6240 entre los tipos de nucleo activo descritos en la literatura seutilizo las razones de flujo para la ubicacion de este sistema en el diagrama BPT (Bald-win Phillips amp Terlevich 1981) descrito en Cid Fernandes et al (2010) como la mejorseparacion entre galaxias tipo Seyfert LINER y de formacion estelar fuerte mediante la

53 CARACTERIZACION ESPECTRAL 39 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[ O I] 3726032 37296033 143969 -221934 787713

[Ne III] 3868760 38706140 118089 -233171 399531

K Ca-II lowast 3933000 39330952 120923 341232 -383848

S II 4076349 40792864 693475 913706 854107

Hδ 4101742 41004019 936462 679737 301683

Fe II lowast 4303176 43052456 192020 -119689 -283858

Hγ 4340471 43394087 100879 155567 419237

Hβ 4861300 48617803 144197 -647377 680787

[O III] 4958900 49606152 172003 -194691 316305

[O III] 5006840 50090156 161854 -479744 914152

[O I] 6300304 63029087 178476 -155210 621454

[O I] 6363776 63667563 189027 334244 199334

[N II] 6548050 65512285 184697 -152528 896611

Hα 6562819 65665557 184697 -1004495E+06 173249

[N II ] 6583460 65869326 184697 711567 217207

[S II] 6716440 67182754 122346 -459232 516263

[S II] 6730810 67316655 212515 -152349 100130lowast Lınea de absorcion

Cuadro 53 Lıneas de Emision Zona IV de NGC6240

relacion de los flujos de las lıneas de emision de Hα Hβ [NII]λ6584 y [OIII]λ5007 enlog([NII]λ6584 Hα) y log([OIII]λ5007Hβ) que para el caso de la region VI es

log([NII]λ6584 Hα) =020

y

log([OIII]λ5007 Hβ) =-028

lo que ubica a NGC6240 en el diagrama BPT dentro de las galaxia tipo LINER en con-cordancia con el catalogo de Veron-Cetty de (2006)

54 Propiedades fısicas de NGC6240

Los parametros derivados del mejor modelo de la sıntesis permiten adicionalmente calcu-lar y encontrar algunas propiedades fısicas de la galaxia tabla 54 A partir de cada unode estos parametros fue posible asociar las siguientes propiedades

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 40 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Parametro Definicion Zona I Zona IV

[summinus of minus xj( )] Vector de poblacion estelar 9422336 9897032

[Miniminus tot] Fraccion de masa 846570E+02 706677E+03

[Mcor minus tot] Logaritmo de la masa estelar [M] 613714E+02 363687E+03

[v0minusmin(kms)] -11323 -13292

[vdminusmin(kms)] 4700 8439

[AV minusmin(mag)] Atenuacion del polvo [magnitud] -10000 -10000

Cuadro 54 Calidad del ajuste de Starlight

Zona OSP IPS YPS

I 0 176488 765745

IV 06582 355544 614753

Cuadro 55 Porcentaje de formacion estelar sintetica de NGC6240 poblacion estelar joven(YSPs) t le 0 1 Giga anos poblacion estelar con edad intermedia (ISP) 0 1 lt tISP le 2Giga anos la poblacion estelar con edad superior (OSP) 125 Giga ano Rodrıguez ZaurınJ et al (2008)

EdadLa interpretacion del termino [summinus of minus xj( )] vector poblacion xj discutido enla seccion 31 permitio clasificar la poblacion estelar sintetica en i poblacion estelarjoven (YSPs) con componentes estelares de edad t le 0 1 Giga ano ii poblacionestelar con edad intermedia (ISP) con componentes de edad entre 0 1 lt tISP le 2Giga ano y iii poblacion estelar con edad superior (OSP) con componentes de edadmayor que 12 5 Giga ano Rodrıguez Zaurın J et al (2008) Es entonces como alrealizar un tabulacion de este vector en la sıntesis de NGC6240 se puede concluirque mas del 60 de la poblacion estelar corresponde a poblacion estelar joven elporcentaje de cada componente segun la zona se especifica en la cuadro 55

MetalicidadEl porcentaje de las metalicidades empleadas para reproducir el sistema NGC6240fueron tabulados en el cuadro 56 Se puede concluir que existe una contribucion depoblacion estelar de tipo frıo K o M ya que la metalicidad de este tipo de poblacioneses aproximadamente cero mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para lazona IV pertenecen a poblaciones mas calientes de tipo espectral O y M

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 41 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Zona 02Z( ) 04Z( ) 1Z( ) 25Z( )

I 219 3618 5583 00002

IV 1289 4501 4105 0

Cuadro 56 Porcentaje de la metalicidad media en la sıntesis de NGC6240

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 42 Marıa E Rojas A

CAPITULO 6

Conclusiones

Del mapeo de la galaxia NGC 6240 se logro extraer un espectro de buenas caracte-rısticas correspondiente a las zonas I y IV las cuales responden a las zonas espacialesde los nucleos de la galaxia mientras que para las demas zonas es necesario aunrealizar algunas reducciones con mayor detalle para lograr ası eliminar el alto ruidopresente en los espectros

Sobre los espectros espacialmente definidos se realizo una extraccion que permitioidentificar las lıneas de emision y absorcion presente en la zonas I y IV

Con base en la combinacion de las bases de poblaciones estelares de Bruzual GCharlot S (2003) se construyo un espectro sintetico de buenas caracterısticas conla ejecucion de Spectral Synthesis Code -Starlight Cid Fernandes R (2005) en laszonas I y IV

Se realizo una sustraccion entre el espectro observado y el espectro sintetico a fin deeliminar la componente de absorcion asociada con la formacion estelar reproducidacon el espectro sintetico obtenido dando origen a una tabla de flujos reales de lıneasde emision que no habıan sido posible medir debido a la superposicion de las lıneasde absorcion asociadas a la actividad de formacion estelar de la galaxia huesped

La poblacion estelar presente en el espectro sintetico de NGC 6240 segun la literaturade Rodrıguez Zaurın J (2008) es una poblacion estelar joven con edades entret le 0 1 Giga ano con un porcentaje del 765745 en la zona I y 614753 enla zona IV La poblacion estelar con edad intermedia entre 0 1 lt tISP le 2 Gigaano presentan un porcentaje mas bajo del 176488 y 355544 en las zonas I yIV respectivamente Mientras que la poblacion estelar mayor de 125 Giga ano notienen asociado ningun porcentaje en la contribucion del espectro sintetico

43

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Existe una poca contribucion de poblacion estelar de tipo frıo K o M en NGC6240ya que la metalicidad de este tipo de poblaciones es aproximadamente cero en lasıntesis espectral mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para la zona IVpertenecen a poblaciones jovenes de tipo espectral O y M

44 Marıa E Rojas A

Bibliografıa

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BIBLIOGRAFIA 50 Marıa E Rojas A

CAPITULO 7

Anexos

SSP Edad [anos] Z Mstar

bc2003-hr-m42-chab-ssp-032spec 000174e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-034spec 000191e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-051spec 000417e9 000400 09666

bc2003-hr-m42-chab-ssp-052spec 000437e9 000400 09622

bc2003-hr-m42-chab-ssp-053spec 000457e9 000400 09579

bc2003-hr-m42-chab-ssp-054spec 000479e9 000400 09534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-055spec 000501e9 000400 09488

bc2003-hr-m42-chab-ssp-070spec 001000e9 000400 08862

bc2003-hr-m42-chab-ssp-073spec 001148e9 000400 08752

bc2003-hr-m42-chab-ssp-074spec 001202e9 000400 08716

bc2003-hr-m42-chab-ssp-075spec 001259e9 000400 08680

bc2003-hr-m42-chab-ssp-076spec 001318e9 000400 08644

bc2003-hr-m42-chab-ssp-077spec 001380e9 000400 08608

bc2003-hr-m42-chab-ssp-078spec 001445e9 000400 08571

bc2003-hr-m42-chab-ssp-079spec 001514e9 000400 08534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-080spec 001585e9 000400 08501

bc2003-hr-m42-chab-ssp-081spec 001660e9 000400 08469

bc2003-hr-m42-chab-ssp-082spec 001738e9 000400 08436

Continua en la pagina siguiente

51

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m42-chab-ssp-084spec 001905e9 000400 08369

bc2003-hr-m42-chab-ssp-087spec 002188e9 000400 08269

bc2003-hr-m42-chab-ssp-088spec 002291e9 000400 08237

bc2003-hr-m42-chab-ssp-112spec 006405e9 000400 07525

bc2003-hr-m42-chab-ssp-113spec 007187e9 000400 07446

bc2003-hr-m42-chab-ssp-114spec 008064e9 000400 07366

bc2003-hr-m42-chab-ssp-115spec 009048e9 000400 07287

bc2003-hr-m42-chab-ssp-116spec 010152e9 000400 07207

bc2003-hr-m42-chab-ssp-117spec 011391e9 000400 07130

bc2003-hr-m42-chab-ssp-118spec 012780e9 000400 07064

bc2003-hr-m42-chab-ssp-119spec 014340e9 000400 06997

bc2003-hr-m42-chab-ssp-120spec 016090e9 000400 06930

bc2003-hr-m42-chab-ssp-121spec 018053e9 000400 06863

bc2003-hr-m42-chab-ssp-122spec 020256e9 000400 06800

bc2003-hr-m42-chab-ssp-123spec 022727e9 000400 06738

bc2003-hr-m42-chab-ssp-124spec 025500e9 000400 06676

bc2003-hr-m42-chab-ssp-125spec 028612e9 000400 06613

bc2003-hr-m42-chab-ssp-126spec 032103e9 000400 06550

bc2003-hr-m42-chab-ssp-127spec 036020e9 000400 06486

bc2003-hr-m42-chab-ssp-128spec 040415e9 000400 06427

bc2003-hr-m42-chab-ssp-129spec 045347e9 000400 06370

bc2003-hr-m42-chab-ssp-130spec 050880e9 000400 06313

bc2003-hr-m42-chab-ssp-131spec 057088e9 000400 06256

bc2003-hr-m42-chab-ssp-132spec 064054e9 000400 06197

bc2003-hr-m42-chab-ssp-133spec 071870e9 000400 06140

bc2003-hr-m42-chab-ssp-134spec 080640e9 000400 06082

bc2003-hr-m42-chab-ssp-135spec 090479e9 000400 06024

bc2003-hr-m42-chab-ssp-201spec 1500000e9 000400 04919

bc2003-hr-m42-chab-ssp-204spec 1575000e9 000400 04915

bc2003-hr-m42-chab-ssp-214spec 1825000e9 000400 04875

bc2003-hr-m42-chab-ssp-218spec 1925000e9 000400 04872

bc2003-hr-m52-chab-ssp-031spec 000166e9 000800 10000

Continua en la pagina siguiente

52 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-032spec 000174e9 000800 10000

bc2003-hr-m52-chab-ssp-034spec 000191e9 000800 10000

bc2003-hr-m52-chab-ssp-051spec 000417e9 000800 09645

bc2003-hr-m52-chab-ssp-052spec 000437e9 000800 09599

bc2003-hr-m52-chab-ssp-054spec 000479e9 000800 09496

bc2003-hr-m52-chab-ssp-055spec 000501e9 000800 09443

bc2003-hr-m52-chab-ssp-070spec 001000e9 000800 08827

bc2003-hr-m52-chab-ssp-073spec 001148e9 000800 08725

bc2003-hr-m52-chab-ssp-074spec 001202e9 000800 08691

bc2003-hr-m52-chab-ssp-075spec 001259e9 000800 08657

bc2003-hr-m52-chab-ssp-076spec 001318e9 000800 08622

bc2003-hr-m52-chab-ssp-077spec 001380e9 000800 08587

bc2003-hr-m52-chab-ssp-078spec 001445e9 000800 08552

bc2003-hr-m52-chab-ssp-079spec 001514e9 000800 08517

bc2003-hr-m52-chab-ssp-080spec 001585e9 000800 08485

bc2003-hr-m52-chab-ssp-081spec 001660e9 000800 08453

bc2003-hr-m52-chab-ssp-082spec 001738e9 000800 08420

bc2003-hr-m52-chab-ssp-083spec 001820e9 000800 08387

bc2003-hr-m52-chab-ssp-084spec 001905e9 000800 08354

bc2003-hr-m52-chab-ssp-087spec 002188e9 000800 08256

bc2003-hr-m52-chab-ssp-088spec 002291e9 000800 08226

bc2003-hr-m52-chab-ssp-112spec 006405e9 000800 07527

bc2003-hr-m52-chab-ssp-113spec 007187e9 000800 07451

bc2003-hr-m52-chab-ssp-114spec 008064e9 000800 07376

bc2003-hr-m52-chab-ssp-115spec 009048e9 000800 07301

bc2003-hr-m52-chab-ssp-116spec 010152e9 000800 07226

bc2003-hr-m52-chab-ssp-117spec 011391e9 000800 07150

bc2003-hr-m52-chab-ssp-118spec 012780e9 000800 07088

bc2003-hr-m52-chab-ssp-119spec 014340e9 000800 07026

bc2003-hr-m52-chab-ssp-120spec 016090e9 000800 06963

bc2003-hr-m52-chab-ssp-121spec 018053e9 000800 06900

bc2003-hr-m52-chab-ssp-122spec 020256e9 000800 06838

Continua en la pagina siguiente

53 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-123spec 022727e9 000800 06781

bc2003-hr-m52-chab-ssp-124spec 025500e9 000800 06723

bc2003-hr-m52-chab-ssp-125spec 028612e9 000800 06665

bc2003-hr-m52-chab-ssp-126spec 032103e9 000800 06607

bc2003-hr-m52-chab-ssp-127spec 036020e9 000800 06548

bc2003-hr-m52-chab-ssp-128spec 040415e9 000800 06490

bc2003-hr-m52-chab-ssp-129spec 045347e9 000800 06434

bc2003-hr-m52-chab-ssp-130spec 050880e9 000800 06377

bc2003-hr-m52-chab-ssp-131spec 057088e9 000800 06318

bc2003-hr-m52-chab-ssp-132spec 064054e9 000800 06266

bc2003-hr-m52-chab-ssp-133spec 071870e9 000800 06205

bc2003-hr-m52-chab-ssp-134spec 080640e9 000800 06145

bc2003-hr-m52-chab-ssp-135spec 090479e9 000800 06086

bc2003-hr-m52-chab-ssp-201spec 1500000e9 000800 04936

bc2003-hr-m52-chab-ssp-204spec 1575000e9 000800 04935

bc2003-hr-m52-chab-ssp-214spec 1825000e9 000800 04887

bc2003-hr-m52-chab-ssp-218spec 1925000e9 000800 04882

bc2003-hr-m62-chab-ssp-031spec 000166e9 002000 10000

bc2003-hr-m62-chab-ssp-032spec 000174e9 002000 10000

bc2003-hr-m62-chab-ssp-034spec 000191e9 002000 09996

bc2003-hr-m62-chab-ssp-051spec 000417e9 002000 09535

bc2003-hr-m62-chab-ssp-052spec 000437e9 002000 09482

bc2003-hr-m62-chab-ssp-054spec 000479e9 002000 09384

bc2003-hr-m62-chab-ssp-055spec 000501e9 002000 09342

bc2003-hr-m62-chab-ssp-070spec 001000e9 002000 08751

bc2003-hr-m62-chab-ssp-071spec 001047e9 002000 08716

bc2003-hr-m62-chab-ssp-072spec 001096e9 002000 08680

bc2003-hr-m62-chab-ssp-073spec 001148e9 002000 08644

bc2003-hr-m62-chab-ssp-074spec 001202e9 002000 08608

bc2003-hr-m62-chab-ssp-075spec 001259e9 002000 08572

bc2003-hr-m62-chab-ssp-076spec 001318e9 002000 08535

bc2003-hr-m62-chab-ssp-077spec 001380e9 002000 08503

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54 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-078spec 001445e9 002000 08472

bc2003-hr-m62-chab-ssp-079spec 001514e9 002000 08440

bc2003-hr-m62-chab-ssp-081spec 001660e9 002000 08375

bc2003-hr-m62-chab-ssp-082spec 001738e9 002000 08342

bc2003-hr-m62-chab-ssp-084spec 001905e9 002000 08276

bc2003-hr-m62-chab-ssp-087spec 002188e9 002000 08189

bc2003-hr-m62-chab-ssp-088spec 002291e9 002000 08159

bc2003-hr-m62-chab-ssp-112spec 006405e9 002000 07502

bc2003-hr-m62-chab-ssp-113spec 007187e9 002000 07429

bc2003-hr-m62-chab-ssp-114spec 008064e9 002000 07360

bc2003-hr-m62-chab-ssp-115spec 009048e9 002000 07291

bc2003-hr-m62-chab-ssp-116spec 010152e9 002000 07221

bc2003-hr-m62-chab-ssp-117spec 011391e9 002000 07150

bc2003-hr-m62-chab-ssp-118spec 012780e9 002000 07093

bc2003-hr-m62-chab-ssp-119spec 014340e9 002000 07036

bc2003-hr-m62-chab-ssp-120spec 016090e9 002000 06978

bc2003-hr-m62-chab-ssp-121spec 018053e9 002000 06920

bc2003-hr-m62-chab-ssp-122spec 020256e9 002000 06862

bc2003-hr-m62-chab-ssp-123spec 022727e9 002000 06808

bc2003-hr-m62-chab-ssp-124spec 025500e9 002000 06754

bc2003-hr-m62-chab-ssp-125spec 028612e9 002000 06700

bc2003-hr-m62-chab-ssp-126spec 032103e9 002000 06646

bc2003-hr-m62-chab-ssp-127spec 036020e9 002000 06592

bc2003-hr-m62-chab-ssp-128spec 040415e9 002000 06538

bc2003-hr-m62-chab-ssp-129spec 045347e9 002000 06484

bc2003-hr-m62-chab-ssp-130spec 050880e9 002000 06430

bc2003-hr-m62-chab-ssp-131spec 057088e9 002000 06376

bc2003-hr-m62-chab-ssp-132spec 064054e9 002000 06322

bc2003-hr-m62-chab-ssp-133spec 071870e9 002000 06265

bc2003-hr-m62-chab-ssp-134spec 080640e9 002000 06209

bc2003-hr-m62-chab-ssp-135spec 090479e9 002000 06152

bc2003-hr-m62-chab-ssp-201spec 1500000e9 002000 04999

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55 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-204spec 1575000e9 002000 04991

bc2003-hr-m62-chab-ssp-214spec 1825000e9 002000 04946

bc2003-hr-m62-chab-ssp-218spec 1925000e9 002000 04941

bc2003-hr-m72-chab-ssp-031spec 000166e9 005000 09918

bc2003-hr-m72-chab-ssp-032spec 000174e9 005000 09933

bc2003-hr-m72-chab-ssp-034spec 000191e9 005000 09890

bc2003-hr-m72-chab-ssp-051spec 000417e9 005000 09299

bc2003-hr-m72-chab-ssp-052spec 000437e9 005000 09260

bc2003-hr-m72-chab-ssp-054spec 000479e9 005000 09186

bc2003-hr-m72-chab-ssp-055spec 000501e9 005000 09147

bc2003-hr-m72-chab-ssp-070spec 001000e9 005000 08524

bc2003-hr-m72-chab-ssp-071spec 001047e9 005000 08491

bc2003-hr-m72-chab-ssp-072spec 001096e9 005000 08459

bc2003-hr-m72-chab-ssp-073spec 001148e9 005000 08427

bc2003-hr-m72-chab-ssp-074spec 001202e9 005000 08393

bc2003-hr-m72-chab-ssp-075spec 001259e9 005000 08360

bc2003-hr-m72-chab-ssp-076spec 001318e9 005000 08326

bc2003-hr-m72-chab-ssp-077spec 001380e9 005000 08292

bc2003-hr-m72-chab-ssp-078spec 001445e9 005000 08262

bc2003-hr-m72-chab-ssp-079spec 001514e9 005000 08233

bc2003-hr-m72-chab-ssp-081spec 001660e9 005000 08174

bc2003-hr-m72-chab-ssp-082spec 001738e9 005000 08143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-084spec 001905e9 005000 08081

bc2003-hr-m72-chab-ssp-087spec 002188e9 005000 07990

bc2003-hr-m72-chab-ssp-088spec 002291e9 005000 07958

bc2003-hr-m72-chab-ssp-112spec 006405e9 005000 07345

bc2003-hr-m72-chab-ssp-113spec 007187e9 005000 07278

bc2003-hr-m72-chab-ssp-114spec 008064e9 005000 07211

bc2003-hr-m72-chab-ssp-115spec 009048e9 005000 07144

bc2003-hr-m72-chab-ssp-116spec 010152e9 005000 07092

bc2003-hr-m72-chab-ssp-117spec 011391e9 005000 07039

bc2003-hr-m72-chab-ssp-118spec 012780e9 005000 06985

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56 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m72-chab-ssp-119spec 014340e9 005000 06930

bc2003-hr-m72-chab-ssp-120spec 016090e9 005000 06876

bc2003-hr-m72-chab-ssp-121spec 018053e9 005000 06823

bc2003-hr-m72-chab-ssp-122spec 020256e9 005000 06771

bc2003-hr-m72-chab-ssp-123spec 022727e9 005000 06720

bc2003-hr-m72-chab-ssp-124spec 025500e9 005000 06669

bc2003-hr-m72-chab-ssp-125spec 028612e9 005000 06618

bc2003-hr-m72-chab-ssp-126spec 032103e9 005000 06566

bc2003-hr-m72-chab-ssp-127spec 036020e9 005000 06514

bc2003-hr-m72-chab-ssp-128spec 040415e9 005000 06461

bc2003-hr-m72-chab-ssp-129spec 045347e9 005000 06410

bc2003-hr-m72-chab-ssp-130spec 050880e9 005000 06356

bc2003-hr-m72-chab-ssp-131spec 057088e9 005000 06302

bc2003-hr-m72-chab-ssp-132spec 064054e9 005000 06253

bc2003-hr-m72-chab-ssp-133spec 071870e9 005000 06196

bc2003-hr-m72-chab-ssp-134spec 080640e9 005000 06143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-135spec 090479e9 005000 06088

bc2003-hr-m72-chab-ssp-201spec 1500000e9 005000 04972

bc2003-hr-m72-chab-ssp-204spec 1575000e9 005000 04960

bc2003-hr-m72-chab-ssp-214spec 1825000e9 005000 04924

bc2003-hr-m72-chab-ssp-218spec 1925000e9 005000 04908

Cuadro 71 Base N

57 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

3416 3436 [Ne v] 34260

3718 3735 [O II] 37260

3720 3737 [O II] 37288

3796 3802 H10 37979

3833 3841 H90 38354

3862 3871 [Ne III] 38691

3882 3891 H8 HeI 38890

3961 3973 [Ne III] 39678

3961 3974 Hε 39701

4024 4030 He I 40262

4067 4070 [S II] 40686

4095 4107 Hδ 41017

4332 4346 Hγ 43405

4469 4475 He I 44715

4854 4868 Hβ 48613

4947 4968 [O III] 49589

4998 5019 [O III] 50068

5009 5022 He I 50157

5156 5164 [Fe VII] 51584

5193 5202 [N I] 51991

5267 5274 [Fe III] 52704

5868 5883 He I 58756

6296 6303 [O I] 63003

6303 6315 [S III] 63121

6355 6372 [O I] 63638

6538 6591 [N II] 65480

6547 6576 Hα 65628

6575 6591 [N II] 65835

6667 6681 He I 66782

6710 6743 [S II] 67164

6718 6743 [S II] 67308

7061 7072 He I 70652

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58 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

7125 7142 [Ar III] 71358

7315 7329 [O II] 73195

7320 7335 [O II] 73302

6845 6945 BC03 lowastlowast7165 7210 BC03 lowastlowast7550 7725 BC03 lowastlowast5880 5906 NaD 5890 lowast lowast lowast9059 9079 [S III] 90690

lowast Lınea de emision

lowastlowast Region en la problematica Bruzual y Charlot (2003)

lowast lowast lowast Absorcion del medio interestelar en 5896A

Cuadro 72 Mascara General desarrollada por NataliaVale Asari (2005) para Starlight

59 Marıa E Rojas A

  • Acroacutenimos
  • Introduccioacuten
  • Fundamentos de Espectroscopiacutea
    • Fundamentos
    • Espectros Astrofiacutesicos
    • Nuacutecleos Activos de Galaxias
      • Sistema NGC6240
      • Sistema NGC6240
      • Coacutedigo de Siacutentesis Espectral
        • Modelo Fiacutesico - Matemaacutetico
        • Modelo Computacional
        • Bases Espectrales
          • Construccioacuten de una Poblacioacuten Estelar Simple (SSPs)
          • Modelos de Poblaciones Estelares Simples
              • Extraccioacuten y Anaacutelisis de Espectros
                • Reduccioacuten
                • Caracterizacioacuten
                  • Espectroscopiacutea Sinteacutetica
                    • Siacutentesis espectral
                    • Sustraccioacuten espectral
                    • Caracterizacioacuten espectral
                      • Clasificacioacuten de NGC6240
                        • Propiedades fiacutesicas de NGC6240
                          • Conclusiones
                            • Bibliografiacutea
                              • Anexos
Page 42: Espectroscop a estelar sint etica, aplicaciones astrof sicas · con modelos estelares que siguen una l nea de tiempo, producidos por la combinacion de bibliotecas de evolucion estelar,

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

42 Caracterizacion

Los espectros de las zonas I y IV son caracterizados por los valores de λ centro de lıneaFWHM ancho equivalente y flujo de las lıneas de absorcion y emision los cuales se puedenobservar en las tablas 42 y 43 para cada zona respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259856 141934 121105 932365

He I lowast 3820000 38243220 240649 -368885 -331320

[Ne III] 3868760 38665283 196365 960760 849525

K-Ca II lowast 3933000 39298906 825863 -438132 -378235

H-Ca II lowast 3968000 39671277 970000 -270968 -230588

He I 4026000 40302915 870264 207639 172326

[S II] 4068600 40671338 613711 167254 136787

Fe II 4178862 41774009 188631 0157450 0123046

Hδ 4101740 41114917 365668 0608985 0489181

Hγ 4340471 43366045 920191 176589 128710

Hβ 4861300 48590737 156186 132648 538800

[O III] 4958900 49586538 303193 112192 394091

[ OIII] 5006840 50054878 217619 263052 856364

C-C lowast 5165000 51681416 204788 -181874 -0543207

Fe II 5197570 51986562 182212 770700 227194

Na-I(D) lowast 5892000 58881143 119381 -971280 -202980

[O I] 6300304 62998452 208984 297493 540325

[O I] 6363776 63638130 213094 886981 157329

[N II] 6548050 65467163 236476 372079 629095

Hα 6562819 65614551 236476 988640 172153

[N II] 6583460 65830864 236476 950283 194036

[S II] 6716440 67180718 184565 402939 743104

[S II] 6730810 67330210 184565 288223 514382lowast Lınea de absorcion

Cuadro 42 Lıneas identificadas en la Zona I de NGC6240

En la caracterizacion de las dos zonas sobresale una significativa emision de Hβ [OIII]5007A Hα y [NII] 6585A asociadas a la formacion estelar o actividad del nucleo galacticoTambien es posible observar la presencia de lıneas de emision de HeI [OI] en conjuntocon la serie de Balmer Ası mismo fue posible medir la lınea de emision [OII] en 3727Ajunto con las lıneas de H-Ca K-Ca

42 CARACTERIZACION 32 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3728815 37295811 139871 980735 752002

[Ne III] 3868760 38702319 202032 129640 988668

K-Ca II lowast 3933000 39331504 649803 -303453 -241752

H-Ca II lowast 3968000 39680195 689754 -287500 -234462

G-banda lowast 4301000 43048105 301566 -703450 -553622

Hγ 4340471 43404194 808685 104001 0771791

Hβ 4861300 48625376 157743 105704 477370

[O III] 4958900 49602510 204316 867190 374412

[O III] 5006840 50088350 156499 203541 858706

C-C lowast 5165000 51694761 221025 -478236 -186147

[O I] 6300304 62999092 223367 346819 593403

[O I] 6363776 63637612 260837 125170 209970

[N II] 6548050 65507192 180655 374786 791877

Hα 6562819 65663501 180655 788344 165570

[N II] 6583460 65867407 180655 101594 211693

[S II] 6716440 67188540 132432 320833 634206

[S II] 6730810 67328965 185795 414013 81368lowast Lınea de absorcion

Cuadro 43 Lıneas identificadas en la Zona IV de NGC6240

42 CARACTERIZACION 33 Marıa E Rojas A

CAPITULO 5

Espectroscopıa Sintetica

Ajustada la sintesis de poblacion estelar inherente al codigo Starlight se estudio la galaxiaNGC6240 y se obtuvieron propiedades fısicas tales como la composicion estelar a lo largode la historia de la formacion estelar de la galaxia bajo la biblioteca de Bruzual y Char-lot (2003) parametros cineticos como extincion por polvo AV y el vector de poblacionestelar en terminos de una fraccion de luz(xj) obtenidos con la interprestacion del porcen-taje de formacion estelar sintetica y las caracterısticas de las lıneas de absorcion obtenidas

51 Sıntesis espectral

Con el fin de encontrar la sintesis de la poblacion estelar de los dos nucleos del sistema encolision NGC6240 se ejecuto el codigo Starlight para las zonas en las que era posible vi-sualizar la regiones centrales de cada nucleo zonas I y IV Con estos espectros de entradase ejecutaron las combinaciones lineales de la base de Bruzual y Charlot (2003) para lasmetalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z individualmente con esto se identificaron laspoblaciones estelares que contribuıan en la reproduccion sintetica de cada zona Con baseen estos resultados parciales finalmente se construyo la base que mejor representa cadazona respectivamente Esta contiene 200 poblaciones estelares con edades entre 2 times 106

y 13times1010 anos resolucion de 3A en un rango de 3200A a 9500A con metalicidades de02Z 04Z 1Z y 25Z rutas evolutivas de Padova 1994 libreria STELIB y funcionmasa inicial de Chabrier (2003)

La busqueda del mejor ajuste entre el espectro de entrada y el espectro de salida se centroen disminuir al maximo el valor de la relacion [chi2Nleff ] la cual relaciona el valor delχ2 de cada valor de λ Otro valor que se tuvo en cuenta fue la desviacion media porcentual

34

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

de todos los pıxeles con relacion al espectro de entrada [adev( )] los mejores valores seregistraron en la tabla 51

Parametro Zona I Zona IV

[chi2Nleff ] 137545 113193

[adev( )] 638644 446156

Cuadro 51 Calidad del ajuste de Starlight

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

Figura 51 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral I de NGC6240 (trazo negro)

Los espectros de la formacion estelar logrados con este ajuste se muestran en las figuras51 y 52 en donde el trazo rojo representa la formacıon estelar asociada al espectro deentrada representado con el trazo negro de las zonas I y IV respectivamente

En estas figuras se puede observar una componente de absorcion sintetica por cada lıneade emision observada del espectro de entrada como es el caso de las lıneas en la longitudde onda de 3740A 3796A 3837A 3887A 3933A 3969A 4098A 4338A 4100A 4339A4860A 6548A las cuales corresponde a transiciones electronicas conocidas y definidas enel cuadro 11

51 SINTESIS ESPECTRAL 35 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

ObservadoSinteacutetico

Figura 52 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral IV de NGC6240 (trazo negro)

51 SINTESIS ESPECTRAL 36 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

52 Sustraccion espectral

Un vez definida la formacion estelar de cada una de la zonas espectrales se realizo unasustraccion de la formacion estelar asociada a cada zona con el fin de descontaminar elespectro de emision del nucleo activo filtrando ası un espectro de mejores caracterısticasel cual es posible observar en el trazo azul de las figuras 53 y 54

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 53 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral I de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral I de NGC6240 (negro)obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z(b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 37 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 54 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral VI de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral IV de NGC6240(negro) obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Zy 25Z (b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 38 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

53 Caracterizacion espectral

Cada uno de los espectros se caracterizo con la identificacion de todas las lıneas de emisionpresentes en ellas una vez realizada la sustraccion mediante un ajuste de tipo gaussianodefinido en un continuo aleatorio en el software LINER siendo posible obtener el centrode lınea el ancho total a la mitad de la altura (FWHM) y el flujo total visualizados enlas tablas 53 y 53 para las zonas I y IV respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259714 145056 273839 953139

H11 3770630 37686479 440904 425545 149716

H10 3797898 37960681 401993 326624 112110

H9 3835384 38334482 367421 376538 124836

[Ne III] 3868760 38685388 179806 168928 541474

K Ca-II lowast 3933000 39294148 131932 -206818 -623528

H Ca-II 3968000 39691155 446669 468596 135456

He I 4026000 40263750 264590 900988 244257

[S II] 4068600 40721025 240745 173767 446216

Hδ 4101740 40978579 169919 276703 688289

Hγ 4340471 43382275 130266 353231 612874

Hβ 4861300 48594336 151258 -677140 792772

[O III] 4958900 49571484 182238 -129678 227669

[O III] 5006840 50056445 189935 -360470 737521

Fe II 5197570 51990830 217043 -909013 291244

[O I] 6300304 62998164 236848 -365105 644235

[O I] 6363776 63634268 280102 -542065 239085

[NII] 6548050 65466426 250518 -330128 652055

Hα 6562819 65614375 250518 -114643 186725

[N II] 6583460 65836201 250518 -195511 214778

[S II] 6716440 67192485 222886 -472177 102774

[S II] 6730810 67358408 222886 -280570 502474lowast Lınea de absorcion

Cuadro 52 Lıneas de Emision Zona I de NGC6240

531 Clasificacion de NGC6240

Para clasificar a NGC6240 entre los tipos de nucleo activo descritos en la literatura seutilizo las razones de flujo para la ubicacion de este sistema en el diagrama BPT (Bald-win Phillips amp Terlevich 1981) descrito en Cid Fernandes et al (2010) como la mejorseparacion entre galaxias tipo Seyfert LINER y de formacion estelar fuerte mediante la

53 CARACTERIZACION ESPECTRAL 39 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[ O I] 3726032 37296033 143969 -221934 787713

[Ne III] 3868760 38706140 118089 -233171 399531

K Ca-II lowast 3933000 39330952 120923 341232 -383848

S II 4076349 40792864 693475 913706 854107

Hδ 4101742 41004019 936462 679737 301683

Fe II lowast 4303176 43052456 192020 -119689 -283858

Hγ 4340471 43394087 100879 155567 419237

Hβ 4861300 48617803 144197 -647377 680787

[O III] 4958900 49606152 172003 -194691 316305

[O III] 5006840 50090156 161854 -479744 914152

[O I] 6300304 63029087 178476 -155210 621454

[O I] 6363776 63667563 189027 334244 199334

[N II] 6548050 65512285 184697 -152528 896611

Hα 6562819 65665557 184697 -1004495E+06 173249

[N II ] 6583460 65869326 184697 711567 217207

[S II] 6716440 67182754 122346 -459232 516263

[S II] 6730810 67316655 212515 -152349 100130lowast Lınea de absorcion

Cuadro 53 Lıneas de Emision Zona IV de NGC6240

relacion de los flujos de las lıneas de emision de Hα Hβ [NII]λ6584 y [OIII]λ5007 enlog([NII]λ6584 Hα) y log([OIII]λ5007Hβ) que para el caso de la region VI es

log([NII]λ6584 Hα) =020

y

log([OIII]λ5007 Hβ) =-028

lo que ubica a NGC6240 en el diagrama BPT dentro de las galaxia tipo LINER en con-cordancia con el catalogo de Veron-Cetty de (2006)

54 Propiedades fısicas de NGC6240

Los parametros derivados del mejor modelo de la sıntesis permiten adicionalmente calcu-lar y encontrar algunas propiedades fısicas de la galaxia tabla 54 A partir de cada unode estos parametros fue posible asociar las siguientes propiedades

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 40 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Parametro Definicion Zona I Zona IV

[summinus of minus xj( )] Vector de poblacion estelar 9422336 9897032

[Miniminus tot] Fraccion de masa 846570E+02 706677E+03

[Mcor minus tot] Logaritmo de la masa estelar [M] 613714E+02 363687E+03

[v0minusmin(kms)] -11323 -13292

[vdminusmin(kms)] 4700 8439

[AV minusmin(mag)] Atenuacion del polvo [magnitud] -10000 -10000

Cuadro 54 Calidad del ajuste de Starlight

Zona OSP IPS YPS

I 0 176488 765745

IV 06582 355544 614753

Cuadro 55 Porcentaje de formacion estelar sintetica de NGC6240 poblacion estelar joven(YSPs) t le 0 1 Giga anos poblacion estelar con edad intermedia (ISP) 0 1 lt tISP le 2Giga anos la poblacion estelar con edad superior (OSP) 125 Giga ano Rodrıguez ZaurınJ et al (2008)

EdadLa interpretacion del termino [summinus of minus xj( )] vector poblacion xj discutido enla seccion 31 permitio clasificar la poblacion estelar sintetica en i poblacion estelarjoven (YSPs) con componentes estelares de edad t le 0 1 Giga ano ii poblacionestelar con edad intermedia (ISP) con componentes de edad entre 0 1 lt tISP le 2Giga ano y iii poblacion estelar con edad superior (OSP) con componentes de edadmayor que 12 5 Giga ano Rodrıguez Zaurın J et al (2008) Es entonces como alrealizar un tabulacion de este vector en la sıntesis de NGC6240 se puede concluirque mas del 60 de la poblacion estelar corresponde a poblacion estelar joven elporcentaje de cada componente segun la zona se especifica en la cuadro 55

MetalicidadEl porcentaje de las metalicidades empleadas para reproducir el sistema NGC6240fueron tabulados en el cuadro 56 Se puede concluir que existe una contribucion depoblacion estelar de tipo frıo K o M ya que la metalicidad de este tipo de poblacioneses aproximadamente cero mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para lazona IV pertenecen a poblaciones mas calientes de tipo espectral O y M

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 41 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Zona 02Z( ) 04Z( ) 1Z( ) 25Z( )

I 219 3618 5583 00002

IV 1289 4501 4105 0

Cuadro 56 Porcentaje de la metalicidad media en la sıntesis de NGC6240

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 42 Marıa E Rojas A

CAPITULO 6

Conclusiones

Del mapeo de la galaxia NGC 6240 se logro extraer un espectro de buenas caracte-rısticas correspondiente a las zonas I y IV las cuales responden a las zonas espacialesde los nucleos de la galaxia mientras que para las demas zonas es necesario aunrealizar algunas reducciones con mayor detalle para lograr ası eliminar el alto ruidopresente en los espectros

Sobre los espectros espacialmente definidos se realizo una extraccion que permitioidentificar las lıneas de emision y absorcion presente en la zonas I y IV

Con base en la combinacion de las bases de poblaciones estelares de Bruzual GCharlot S (2003) se construyo un espectro sintetico de buenas caracterısticas conla ejecucion de Spectral Synthesis Code -Starlight Cid Fernandes R (2005) en laszonas I y IV

Se realizo una sustraccion entre el espectro observado y el espectro sintetico a fin deeliminar la componente de absorcion asociada con la formacion estelar reproducidacon el espectro sintetico obtenido dando origen a una tabla de flujos reales de lıneasde emision que no habıan sido posible medir debido a la superposicion de las lıneasde absorcion asociadas a la actividad de formacion estelar de la galaxia huesped

La poblacion estelar presente en el espectro sintetico de NGC 6240 segun la literaturade Rodrıguez Zaurın J (2008) es una poblacion estelar joven con edades entret le 0 1 Giga ano con un porcentaje del 765745 en la zona I y 614753 enla zona IV La poblacion estelar con edad intermedia entre 0 1 lt tISP le 2 Gigaano presentan un porcentaje mas bajo del 176488 y 355544 en las zonas I yIV respectivamente Mientras que la poblacion estelar mayor de 125 Giga ano notienen asociado ningun porcentaje en la contribucion del espectro sintetico

43

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Existe una poca contribucion de poblacion estelar de tipo frıo K o M en NGC6240ya que la metalicidad de este tipo de poblaciones es aproximadamente cero en lasıntesis espectral mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para la zona IVpertenecen a poblaciones jovenes de tipo espectral O y M

44 Marıa E Rojas A

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BIBLIOGRAFIA 50 Marıa E Rojas A

CAPITULO 7

Anexos

SSP Edad [anos] Z Mstar

bc2003-hr-m42-chab-ssp-032spec 000174e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-034spec 000191e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-051spec 000417e9 000400 09666

bc2003-hr-m42-chab-ssp-052spec 000437e9 000400 09622

bc2003-hr-m42-chab-ssp-053spec 000457e9 000400 09579

bc2003-hr-m42-chab-ssp-054spec 000479e9 000400 09534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-055spec 000501e9 000400 09488

bc2003-hr-m42-chab-ssp-070spec 001000e9 000400 08862

bc2003-hr-m42-chab-ssp-073spec 001148e9 000400 08752

bc2003-hr-m42-chab-ssp-074spec 001202e9 000400 08716

bc2003-hr-m42-chab-ssp-075spec 001259e9 000400 08680

bc2003-hr-m42-chab-ssp-076spec 001318e9 000400 08644

bc2003-hr-m42-chab-ssp-077spec 001380e9 000400 08608

bc2003-hr-m42-chab-ssp-078spec 001445e9 000400 08571

bc2003-hr-m42-chab-ssp-079spec 001514e9 000400 08534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-080spec 001585e9 000400 08501

bc2003-hr-m42-chab-ssp-081spec 001660e9 000400 08469

bc2003-hr-m42-chab-ssp-082spec 001738e9 000400 08436

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51

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m42-chab-ssp-084spec 001905e9 000400 08369

bc2003-hr-m42-chab-ssp-087spec 002188e9 000400 08269

bc2003-hr-m42-chab-ssp-088spec 002291e9 000400 08237

bc2003-hr-m42-chab-ssp-112spec 006405e9 000400 07525

bc2003-hr-m42-chab-ssp-113spec 007187e9 000400 07446

bc2003-hr-m42-chab-ssp-114spec 008064e9 000400 07366

bc2003-hr-m42-chab-ssp-115spec 009048e9 000400 07287

bc2003-hr-m42-chab-ssp-116spec 010152e9 000400 07207

bc2003-hr-m42-chab-ssp-117spec 011391e9 000400 07130

bc2003-hr-m42-chab-ssp-118spec 012780e9 000400 07064

bc2003-hr-m42-chab-ssp-119spec 014340e9 000400 06997

bc2003-hr-m42-chab-ssp-120spec 016090e9 000400 06930

bc2003-hr-m42-chab-ssp-121spec 018053e9 000400 06863

bc2003-hr-m42-chab-ssp-122spec 020256e9 000400 06800

bc2003-hr-m42-chab-ssp-123spec 022727e9 000400 06738

bc2003-hr-m42-chab-ssp-124spec 025500e9 000400 06676

bc2003-hr-m42-chab-ssp-125spec 028612e9 000400 06613

bc2003-hr-m42-chab-ssp-126spec 032103e9 000400 06550

bc2003-hr-m42-chab-ssp-127spec 036020e9 000400 06486

bc2003-hr-m42-chab-ssp-128spec 040415e9 000400 06427

bc2003-hr-m42-chab-ssp-129spec 045347e9 000400 06370

bc2003-hr-m42-chab-ssp-130spec 050880e9 000400 06313

bc2003-hr-m42-chab-ssp-131spec 057088e9 000400 06256

bc2003-hr-m42-chab-ssp-132spec 064054e9 000400 06197

bc2003-hr-m42-chab-ssp-133spec 071870e9 000400 06140

bc2003-hr-m42-chab-ssp-134spec 080640e9 000400 06082

bc2003-hr-m42-chab-ssp-135spec 090479e9 000400 06024

bc2003-hr-m42-chab-ssp-201spec 1500000e9 000400 04919

bc2003-hr-m42-chab-ssp-204spec 1575000e9 000400 04915

bc2003-hr-m42-chab-ssp-214spec 1825000e9 000400 04875

bc2003-hr-m42-chab-ssp-218spec 1925000e9 000400 04872

bc2003-hr-m52-chab-ssp-031spec 000166e9 000800 10000

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52 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-032spec 000174e9 000800 10000

bc2003-hr-m52-chab-ssp-034spec 000191e9 000800 10000

bc2003-hr-m52-chab-ssp-051spec 000417e9 000800 09645

bc2003-hr-m52-chab-ssp-052spec 000437e9 000800 09599

bc2003-hr-m52-chab-ssp-054spec 000479e9 000800 09496

bc2003-hr-m52-chab-ssp-055spec 000501e9 000800 09443

bc2003-hr-m52-chab-ssp-070spec 001000e9 000800 08827

bc2003-hr-m52-chab-ssp-073spec 001148e9 000800 08725

bc2003-hr-m52-chab-ssp-074spec 001202e9 000800 08691

bc2003-hr-m52-chab-ssp-075spec 001259e9 000800 08657

bc2003-hr-m52-chab-ssp-076spec 001318e9 000800 08622

bc2003-hr-m52-chab-ssp-077spec 001380e9 000800 08587

bc2003-hr-m52-chab-ssp-078spec 001445e9 000800 08552

bc2003-hr-m52-chab-ssp-079spec 001514e9 000800 08517

bc2003-hr-m52-chab-ssp-080spec 001585e9 000800 08485

bc2003-hr-m52-chab-ssp-081spec 001660e9 000800 08453

bc2003-hr-m52-chab-ssp-082spec 001738e9 000800 08420

bc2003-hr-m52-chab-ssp-083spec 001820e9 000800 08387

bc2003-hr-m52-chab-ssp-084spec 001905e9 000800 08354

bc2003-hr-m52-chab-ssp-087spec 002188e9 000800 08256

bc2003-hr-m52-chab-ssp-088spec 002291e9 000800 08226

bc2003-hr-m52-chab-ssp-112spec 006405e9 000800 07527

bc2003-hr-m52-chab-ssp-113spec 007187e9 000800 07451

bc2003-hr-m52-chab-ssp-114spec 008064e9 000800 07376

bc2003-hr-m52-chab-ssp-115spec 009048e9 000800 07301

bc2003-hr-m52-chab-ssp-116spec 010152e9 000800 07226

bc2003-hr-m52-chab-ssp-117spec 011391e9 000800 07150

bc2003-hr-m52-chab-ssp-118spec 012780e9 000800 07088

bc2003-hr-m52-chab-ssp-119spec 014340e9 000800 07026

bc2003-hr-m52-chab-ssp-120spec 016090e9 000800 06963

bc2003-hr-m52-chab-ssp-121spec 018053e9 000800 06900

bc2003-hr-m52-chab-ssp-122spec 020256e9 000800 06838

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53 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-123spec 022727e9 000800 06781

bc2003-hr-m52-chab-ssp-124spec 025500e9 000800 06723

bc2003-hr-m52-chab-ssp-125spec 028612e9 000800 06665

bc2003-hr-m52-chab-ssp-126spec 032103e9 000800 06607

bc2003-hr-m52-chab-ssp-127spec 036020e9 000800 06548

bc2003-hr-m52-chab-ssp-128spec 040415e9 000800 06490

bc2003-hr-m52-chab-ssp-129spec 045347e9 000800 06434

bc2003-hr-m52-chab-ssp-130spec 050880e9 000800 06377

bc2003-hr-m52-chab-ssp-131spec 057088e9 000800 06318

bc2003-hr-m52-chab-ssp-132spec 064054e9 000800 06266

bc2003-hr-m52-chab-ssp-133spec 071870e9 000800 06205

bc2003-hr-m52-chab-ssp-134spec 080640e9 000800 06145

bc2003-hr-m52-chab-ssp-135spec 090479e9 000800 06086

bc2003-hr-m52-chab-ssp-201spec 1500000e9 000800 04936

bc2003-hr-m52-chab-ssp-204spec 1575000e9 000800 04935

bc2003-hr-m52-chab-ssp-214spec 1825000e9 000800 04887

bc2003-hr-m52-chab-ssp-218spec 1925000e9 000800 04882

bc2003-hr-m62-chab-ssp-031spec 000166e9 002000 10000

bc2003-hr-m62-chab-ssp-032spec 000174e9 002000 10000

bc2003-hr-m62-chab-ssp-034spec 000191e9 002000 09996

bc2003-hr-m62-chab-ssp-051spec 000417e9 002000 09535

bc2003-hr-m62-chab-ssp-052spec 000437e9 002000 09482

bc2003-hr-m62-chab-ssp-054spec 000479e9 002000 09384

bc2003-hr-m62-chab-ssp-055spec 000501e9 002000 09342

bc2003-hr-m62-chab-ssp-070spec 001000e9 002000 08751

bc2003-hr-m62-chab-ssp-071spec 001047e9 002000 08716

bc2003-hr-m62-chab-ssp-072spec 001096e9 002000 08680

bc2003-hr-m62-chab-ssp-073spec 001148e9 002000 08644

bc2003-hr-m62-chab-ssp-074spec 001202e9 002000 08608

bc2003-hr-m62-chab-ssp-075spec 001259e9 002000 08572

bc2003-hr-m62-chab-ssp-076spec 001318e9 002000 08535

bc2003-hr-m62-chab-ssp-077spec 001380e9 002000 08503

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54 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-078spec 001445e9 002000 08472

bc2003-hr-m62-chab-ssp-079spec 001514e9 002000 08440

bc2003-hr-m62-chab-ssp-081spec 001660e9 002000 08375

bc2003-hr-m62-chab-ssp-082spec 001738e9 002000 08342

bc2003-hr-m62-chab-ssp-084spec 001905e9 002000 08276

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bc2003-hr-m62-chab-ssp-114spec 008064e9 002000 07360

bc2003-hr-m62-chab-ssp-115spec 009048e9 002000 07291

bc2003-hr-m62-chab-ssp-116spec 010152e9 002000 07221

bc2003-hr-m62-chab-ssp-117spec 011391e9 002000 07150

bc2003-hr-m62-chab-ssp-118spec 012780e9 002000 07093

bc2003-hr-m62-chab-ssp-119spec 014340e9 002000 07036

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bc2003-hr-m62-chab-ssp-129spec 045347e9 002000 06484

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bc2003-hr-m62-chab-ssp-131spec 057088e9 002000 06376

bc2003-hr-m62-chab-ssp-132spec 064054e9 002000 06322

bc2003-hr-m62-chab-ssp-133spec 071870e9 002000 06265

bc2003-hr-m62-chab-ssp-134spec 080640e9 002000 06209

bc2003-hr-m62-chab-ssp-135spec 090479e9 002000 06152

bc2003-hr-m62-chab-ssp-201spec 1500000e9 002000 04999

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55 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-204spec 1575000e9 002000 04991

bc2003-hr-m62-chab-ssp-214spec 1825000e9 002000 04946

bc2003-hr-m62-chab-ssp-218spec 1925000e9 002000 04941

bc2003-hr-m72-chab-ssp-031spec 000166e9 005000 09918

bc2003-hr-m72-chab-ssp-032spec 000174e9 005000 09933

bc2003-hr-m72-chab-ssp-034spec 000191e9 005000 09890

bc2003-hr-m72-chab-ssp-051spec 000417e9 005000 09299

bc2003-hr-m72-chab-ssp-052spec 000437e9 005000 09260

bc2003-hr-m72-chab-ssp-054spec 000479e9 005000 09186

bc2003-hr-m72-chab-ssp-055spec 000501e9 005000 09147

bc2003-hr-m72-chab-ssp-070spec 001000e9 005000 08524

bc2003-hr-m72-chab-ssp-071spec 001047e9 005000 08491

bc2003-hr-m72-chab-ssp-072spec 001096e9 005000 08459

bc2003-hr-m72-chab-ssp-073spec 001148e9 005000 08427

bc2003-hr-m72-chab-ssp-074spec 001202e9 005000 08393

bc2003-hr-m72-chab-ssp-075spec 001259e9 005000 08360

bc2003-hr-m72-chab-ssp-076spec 001318e9 005000 08326

bc2003-hr-m72-chab-ssp-077spec 001380e9 005000 08292

bc2003-hr-m72-chab-ssp-078spec 001445e9 005000 08262

bc2003-hr-m72-chab-ssp-079spec 001514e9 005000 08233

bc2003-hr-m72-chab-ssp-081spec 001660e9 005000 08174

bc2003-hr-m72-chab-ssp-082spec 001738e9 005000 08143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-084spec 001905e9 005000 08081

bc2003-hr-m72-chab-ssp-087spec 002188e9 005000 07990

bc2003-hr-m72-chab-ssp-088spec 002291e9 005000 07958

bc2003-hr-m72-chab-ssp-112spec 006405e9 005000 07345

bc2003-hr-m72-chab-ssp-113spec 007187e9 005000 07278

bc2003-hr-m72-chab-ssp-114spec 008064e9 005000 07211

bc2003-hr-m72-chab-ssp-115spec 009048e9 005000 07144

bc2003-hr-m72-chab-ssp-116spec 010152e9 005000 07092

bc2003-hr-m72-chab-ssp-117spec 011391e9 005000 07039

bc2003-hr-m72-chab-ssp-118spec 012780e9 005000 06985

Continua en la pagina siguiente

56 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m72-chab-ssp-119spec 014340e9 005000 06930

bc2003-hr-m72-chab-ssp-120spec 016090e9 005000 06876

bc2003-hr-m72-chab-ssp-121spec 018053e9 005000 06823

bc2003-hr-m72-chab-ssp-122spec 020256e9 005000 06771

bc2003-hr-m72-chab-ssp-123spec 022727e9 005000 06720

bc2003-hr-m72-chab-ssp-124spec 025500e9 005000 06669

bc2003-hr-m72-chab-ssp-125spec 028612e9 005000 06618

bc2003-hr-m72-chab-ssp-126spec 032103e9 005000 06566

bc2003-hr-m72-chab-ssp-127spec 036020e9 005000 06514

bc2003-hr-m72-chab-ssp-128spec 040415e9 005000 06461

bc2003-hr-m72-chab-ssp-129spec 045347e9 005000 06410

bc2003-hr-m72-chab-ssp-130spec 050880e9 005000 06356

bc2003-hr-m72-chab-ssp-131spec 057088e9 005000 06302

bc2003-hr-m72-chab-ssp-132spec 064054e9 005000 06253

bc2003-hr-m72-chab-ssp-133spec 071870e9 005000 06196

bc2003-hr-m72-chab-ssp-134spec 080640e9 005000 06143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-135spec 090479e9 005000 06088

bc2003-hr-m72-chab-ssp-201spec 1500000e9 005000 04972

bc2003-hr-m72-chab-ssp-204spec 1575000e9 005000 04960

bc2003-hr-m72-chab-ssp-214spec 1825000e9 005000 04924

bc2003-hr-m72-chab-ssp-218spec 1925000e9 005000 04908

Cuadro 71 Base N

57 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

3416 3436 [Ne v] 34260

3718 3735 [O II] 37260

3720 3737 [O II] 37288

3796 3802 H10 37979

3833 3841 H90 38354

3862 3871 [Ne III] 38691

3882 3891 H8 HeI 38890

3961 3973 [Ne III] 39678

3961 3974 Hε 39701

4024 4030 He I 40262

4067 4070 [S II] 40686

4095 4107 Hδ 41017

4332 4346 Hγ 43405

4469 4475 He I 44715

4854 4868 Hβ 48613

4947 4968 [O III] 49589

4998 5019 [O III] 50068

5009 5022 He I 50157

5156 5164 [Fe VII] 51584

5193 5202 [N I] 51991

5267 5274 [Fe III] 52704

5868 5883 He I 58756

6296 6303 [O I] 63003

6303 6315 [S III] 63121

6355 6372 [O I] 63638

6538 6591 [N II] 65480

6547 6576 Hα 65628

6575 6591 [N II] 65835

6667 6681 He I 66782

6710 6743 [S II] 67164

6718 6743 [S II] 67308

7061 7072 He I 70652

Continua en la pagina siguiente

58 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

7125 7142 [Ar III] 71358

7315 7329 [O II] 73195

7320 7335 [O II] 73302

6845 6945 BC03 lowastlowast7165 7210 BC03 lowastlowast7550 7725 BC03 lowastlowast5880 5906 NaD 5890 lowast lowast lowast9059 9079 [S III] 90690

lowast Lınea de emision

lowastlowast Region en la problematica Bruzual y Charlot (2003)

lowast lowast lowast Absorcion del medio interestelar en 5896A

Cuadro 72 Mascara General desarrollada por NataliaVale Asari (2005) para Starlight

59 Marıa E Rojas A

  • Acroacutenimos
  • Introduccioacuten
  • Fundamentos de Espectroscopiacutea
    • Fundamentos
    • Espectros Astrofiacutesicos
    • Nuacutecleos Activos de Galaxias
      • Sistema NGC6240
      • Sistema NGC6240
      • Coacutedigo de Siacutentesis Espectral
        • Modelo Fiacutesico - Matemaacutetico
        • Modelo Computacional
        • Bases Espectrales
          • Construccioacuten de una Poblacioacuten Estelar Simple (SSPs)
          • Modelos de Poblaciones Estelares Simples
              • Extraccioacuten y Anaacutelisis de Espectros
                • Reduccioacuten
                • Caracterizacioacuten
                  • Espectroscopiacutea Sinteacutetica
                    • Siacutentesis espectral
                    • Sustraccioacuten espectral
                    • Caracterizacioacuten espectral
                      • Clasificacioacuten de NGC6240
                        • Propiedades fiacutesicas de NGC6240
                          • Conclusiones
                            • Bibliografiacutea
                              • Anexos
Page 43: Espectroscop a estelar sint etica, aplicaciones astrof sicas · con modelos estelares que siguen una l nea de tiempo, producidos por la combinacion de bibliotecas de evolucion estelar,

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3728815 37295811 139871 980735 752002

[Ne III] 3868760 38702319 202032 129640 988668

K-Ca II lowast 3933000 39331504 649803 -303453 -241752

H-Ca II lowast 3968000 39680195 689754 -287500 -234462

G-banda lowast 4301000 43048105 301566 -703450 -553622

Hγ 4340471 43404194 808685 104001 0771791

Hβ 4861300 48625376 157743 105704 477370

[O III] 4958900 49602510 204316 867190 374412

[O III] 5006840 50088350 156499 203541 858706

C-C lowast 5165000 51694761 221025 -478236 -186147

[O I] 6300304 62999092 223367 346819 593403

[O I] 6363776 63637612 260837 125170 209970

[N II] 6548050 65507192 180655 374786 791877

Hα 6562819 65663501 180655 788344 165570

[N II] 6583460 65867407 180655 101594 211693

[S II] 6716440 67188540 132432 320833 634206

[S II] 6730810 67328965 185795 414013 81368lowast Lınea de absorcion

Cuadro 43 Lıneas identificadas en la Zona IV de NGC6240

42 CARACTERIZACION 33 Marıa E Rojas A

CAPITULO 5

Espectroscopıa Sintetica

Ajustada la sintesis de poblacion estelar inherente al codigo Starlight se estudio la galaxiaNGC6240 y se obtuvieron propiedades fısicas tales como la composicion estelar a lo largode la historia de la formacion estelar de la galaxia bajo la biblioteca de Bruzual y Char-lot (2003) parametros cineticos como extincion por polvo AV y el vector de poblacionestelar en terminos de una fraccion de luz(xj) obtenidos con la interprestacion del porcen-taje de formacion estelar sintetica y las caracterısticas de las lıneas de absorcion obtenidas

51 Sıntesis espectral

Con el fin de encontrar la sintesis de la poblacion estelar de los dos nucleos del sistema encolision NGC6240 se ejecuto el codigo Starlight para las zonas en las que era posible vi-sualizar la regiones centrales de cada nucleo zonas I y IV Con estos espectros de entradase ejecutaron las combinaciones lineales de la base de Bruzual y Charlot (2003) para lasmetalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z individualmente con esto se identificaron laspoblaciones estelares que contribuıan en la reproduccion sintetica de cada zona Con baseen estos resultados parciales finalmente se construyo la base que mejor representa cadazona respectivamente Esta contiene 200 poblaciones estelares con edades entre 2 times 106

y 13times1010 anos resolucion de 3A en un rango de 3200A a 9500A con metalicidades de02Z 04Z 1Z y 25Z rutas evolutivas de Padova 1994 libreria STELIB y funcionmasa inicial de Chabrier (2003)

La busqueda del mejor ajuste entre el espectro de entrada y el espectro de salida se centroen disminuir al maximo el valor de la relacion [chi2Nleff ] la cual relaciona el valor delχ2 de cada valor de λ Otro valor que se tuvo en cuenta fue la desviacion media porcentual

34

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

de todos los pıxeles con relacion al espectro de entrada [adev( )] los mejores valores seregistraron en la tabla 51

Parametro Zona I Zona IV

[chi2Nleff ] 137545 113193

[adev( )] 638644 446156

Cuadro 51 Calidad del ajuste de Starlight

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

Figura 51 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral I de NGC6240 (trazo negro)

Los espectros de la formacion estelar logrados con este ajuste se muestran en las figuras51 y 52 en donde el trazo rojo representa la formacıon estelar asociada al espectro deentrada representado con el trazo negro de las zonas I y IV respectivamente

En estas figuras se puede observar una componente de absorcion sintetica por cada lıneade emision observada del espectro de entrada como es el caso de las lıneas en la longitudde onda de 3740A 3796A 3837A 3887A 3933A 3969A 4098A 4338A 4100A 4339A4860A 6548A las cuales corresponde a transiciones electronicas conocidas y definidas enel cuadro 11

51 SINTESIS ESPECTRAL 35 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

ObservadoSinteacutetico

Figura 52 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral IV de NGC6240 (trazo negro)

51 SINTESIS ESPECTRAL 36 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

52 Sustraccion espectral

Un vez definida la formacion estelar de cada una de la zonas espectrales se realizo unasustraccion de la formacion estelar asociada a cada zona con el fin de descontaminar elespectro de emision del nucleo activo filtrando ası un espectro de mejores caracterısticasel cual es posible observar en el trazo azul de las figuras 53 y 54

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 53 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral I de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral I de NGC6240 (negro)obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z(b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 37 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 54 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral VI de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral IV de NGC6240(negro) obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Zy 25Z (b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 38 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

53 Caracterizacion espectral

Cada uno de los espectros se caracterizo con la identificacion de todas las lıneas de emisionpresentes en ellas una vez realizada la sustraccion mediante un ajuste de tipo gaussianodefinido en un continuo aleatorio en el software LINER siendo posible obtener el centrode lınea el ancho total a la mitad de la altura (FWHM) y el flujo total visualizados enlas tablas 53 y 53 para las zonas I y IV respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259714 145056 273839 953139

H11 3770630 37686479 440904 425545 149716

H10 3797898 37960681 401993 326624 112110

H9 3835384 38334482 367421 376538 124836

[Ne III] 3868760 38685388 179806 168928 541474

K Ca-II lowast 3933000 39294148 131932 -206818 -623528

H Ca-II 3968000 39691155 446669 468596 135456

He I 4026000 40263750 264590 900988 244257

[S II] 4068600 40721025 240745 173767 446216

Hδ 4101740 40978579 169919 276703 688289

Hγ 4340471 43382275 130266 353231 612874

Hβ 4861300 48594336 151258 -677140 792772

[O III] 4958900 49571484 182238 -129678 227669

[O III] 5006840 50056445 189935 -360470 737521

Fe II 5197570 51990830 217043 -909013 291244

[O I] 6300304 62998164 236848 -365105 644235

[O I] 6363776 63634268 280102 -542065 239085

[NII] 6548050 65466426 250518 -330128 652055

Hα 6562819 65614375 250518 -114643 186725

[N II] 6583460 65836201 250518 -195511 214778

[S II] 6716440 67192485 222886 -472177 102774

[S II] 6730810 67358408 222886 -280570 502474lowast Lınea de absorcion

Cuadro 52 Lıneas de Emision Zona I de NGC6240

531 Clasificacion de NGC6240

Para clasificar a NGC6240 entre los tipos de nucleo activo descritos en la literatura seutilizo las razones de flujo para la ubicacion de este sistema en el diagrama BPT (Bald-win Phillips amp Terlevich 1981) descrito en Cid Fernandes et al (2010) como la mejorseparacion entre galaxias tipo Seyfert LINER y de formacion estelar fuerte mediante la

53 CARACTERIZACION ESPECTRAL 39 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[ O I] 3726032 37296033 143969 -221934 787713

[Ne III] 3868760 38706140 118089 -233171 399531

K Ca-II lowast 3933000 39330952 120923 341232 -383848

S II 4076349 40792864 693475 913706 854107

Hδ 4101742 41004019 936462 679737 301683

Fe II lowast 4303176 43052456 192020 -119689 -283858

Hγ 4340471 43394087 100879 155567 419237

Hβ 4861300 48617803 144197 -647377 680787

[O III] 4958900 49606152 172003 -194691 316305

[O III] 5006840 50090156 161854 -479744 914152

[O I] 6300304 63029087 178476 -155210 621454

[O I] 6363776 63667563 189027 334244 199334

[N II] 6548050 65512285 184697 -152528 896611

Hα 6562819 65665557 184697 -1004495E+06 173249

[N II ] 6583460 65869326 184697 711567 217207

[S II] 6716440 67182754 122346 -459232 516263

[S II] 6730810 67316655 212515 -152349 100130lowast Lınea de absorcion

Cuadro 53 Lıneas de Emision Zona IV de NGC6240

relacion de los flujos de las lıneas de emision de Hα Hβ [NII]λ6584 y [OIII]λ5007 enlog([NII]λ6584 Hα) y log([OIII]λ5007Hβ) que para el caso de la region VI es

log([NII]λ6584 Hα) =020

y

log([OIII]λ5007 Hβ) =-028

lo que ubica a NGC6240 en el diagrama BPT dentro de las galaxia tipo LINER en con-cordancia con el catalogo de Veron-Cetty de (2006)

54 Propiedades fısicas de NGC6240

Los parametros derivados del mejor modelo de la sıntesis permiten adicionalmente calcu-lar y encontrar algunas propiedades fısicas de la galaxia tabla 54 A partir de cada unode estos parametros fue posible asociar las siguientes propiedades

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 40 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Parametro Definicion Zona I Zona IV

[summinus of minus xj( )] Vector de poblacion estelar 9422336 9897032

[Miniminus tot] Fraccion de masa 846570E+02 706677E+03

[Mcor minus tot] Logaritmo de la masa estelar [M] 613714E+02 363687E+03

[v0minusmin(kms)] -11323 -13292

[vdminusmin(kms)] 4700 8439

[AV minusmin(mag)] Atenuacion del polvo [magnitud] -10000 -10000

Cuadro 54 Calidad del ajuste de Starlight

Zona OSP IPS YPS

I 0 176488 765745

IV 06582 355544 614753

Cuadro 55 Porcentaje de formacion estelar sintetica de NGC6240 poblacion estelar joven(YSPs) t le 0 1 Giga anos poblacion estelar con edad intermedia (ISP) 0 1 lt tISP le 2Giga anos la poblacion estelar con edad superior (OSP) 125 Giga ano Rodrıguez ZaurınJ et al (2008)

EdadLa interpretacion del termino [summinus of minus xj( )] vector poblacion xj discutido enla seccion 31 permitio clasificar la poblacion estelar sintetica en i poblacion estelarjoven (YSPs) con componentes estelares de edad t le 0 1 Giga ano ii poblacionestelar con edad intermedia (ISP) con componentes de edad entre 0 1 lt tISP le 2Giga ano y iii poblacion estelar con edad superior (OSP) con componentes de edadmayor que 12 5 Giga ano Rodrıguez Zaurın J et al (2008) Es entonces como alrealizar un tabulacion de este vector en la sıntesis de NGC6240 se puede concluirque mas del 60 de la poblacion estelar corresponde a poblacion estelar joven elporcentaje de cada componente segun la zona se especifica en la cuadro 55

MetalicidadEl porcentaje de las metalicidades empleadas para reproducir el sistema NGC6240fueron tabulados en el cuadro 56 Se puede concluir que existe una contribucion depoblacion estelar de tipo frıo K o M ya que la metalicidad de este tipo de poblacioneses aproximadamente cero mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para lazona IV pertenecen a poblaciones mas calientes de tipo espectral O y M

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 41 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Zona 02Z( ) 04Z( ) 1Z( ) 25Z( )

I 219 3618 5583 00002

IV 1289 4501 4105 0

Cuadro 56 Porcentaje de la metalicidad media en la sıntesis de NGC6240

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 42 Marıa E Rojas A

CAPITULO 6

Conclusiones

Del mapeo de la galaxia NGC 6240 se logro extraer un espectro de buenas caracte-rısticas correspondiente a las zonas I y IV las cuales responden a las zonas espacialesde los nucleos de la galaxia mientras que para las demas zonas es necesario aunrealizar algunas reducciones con mayor detalle para lograr ası eliminar el alto ruidopresente en los espectros

Sobre los espectros espacialmente definidos se realizo una extraccion que permitioidentificar las lıneas de emision y absorcion presente en la zonas I y IV

Con base en la combinacion de las bases de poblaciones estelares de Bruzual GCharlot S (2003) se construyo un espectro sintetico de buenas caracterısticas conla ejecucion de Spectral Synthesis Code -Starlight Cid Fernandes R (2005) en laszonas I y IV

Se realizo una sustraccion entre el espectro observado y el espectro sintetico a fin deeliminar la componente de absorcion asociada con la formacion estelar reproducidacon el espectro sintetico obtenido dando origen a una tabla de flujos reales de lıneasde emision que no habıan sido posible medir debido a la superposicion de las lıneasde absorcion asociadas a la actividad de formacion estelar de la galaxia huesped

La poblacion estelar presente en el espectro sintetico de NGC 6240 segun la literaturade Rodrıguez Zaurın J (2008) es una poblacion estelar joven con edades entret le 0 1 Giga ano con un porcentaje del 765745 en la zona I y 614753 enla zona IV La poblacion estelar con edad intermedia entre 0 1 lt tISP le 2 Gigaano presentan un porcentaje mas bajo del 176488 y 355544 en las zonas I yIV respectivamente Mientras que la poblacion estelar mayor de 125 Giga ano notienen asociado ningun porcentaje en la contribucion del espectro sintetico

43

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Existe una poca contribucion de poblacion estelar de tipo frıo K o M en NGC6240ya que la metalicidad de este tipo de poblaciones es aproximadamente cero en lasıntesis espectral mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para la zona IVpertenecen a poblaciones jovenes de tipo espectral O y M

44 Marıa E Rojas A

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CAPITULO 7

Anexos

SSP Edad [anos] Z Mstar

bc2003-hr-m42-chab-ssp-032spec 000174e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-034spec 000191e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-051spec 000417e9 000400 09666

bc2003-hr-m42-chab-ssp-052spec 000437e9 000400 09622

bc2003-hr-m42-chab-ssp-053spec 000457e9 000400 09579

bc2003-hr-m42-chab-ssp-054spec 000479e9 000400 09534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-055spec 000501e9 000400 09488

bc2003-hr-m42-chab-ssp-070spec 001000e9 000400 08862

bc2003-hr-m42-chab-ssp-073spec 001148e9 000400 08752

bc2003-hr-m42-chab-ssp-074spec 001202e9 000400 08716

bc2003-hr-m42-chab-ssp-075spec 001259e9 000400 08680

bc2003-hr-m42-chab-ssp-076spec 001318e9 000400 08644

bc2003-hr-m42-chab-ssp-077spec 001380e9 000400 08608

bc2003-hr-m42-chab-ssp-078spec 001445e9 000400 08571

bc2003-hr-m42-chab-ssp-079spec 001514e9 000400 08534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-080spec 001585e9 000400 08501

bc2003-hr-m42-chab-ssp-081spec 001660e9 000400 08469

bc2003-hr-m42-chab-ssp-082spec 001738e9 000400 08436

Continua en la pagina siguiente

51

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m42-chab-ssp-084spec 001905e9 000400 08369

bc2003-hr-m42-chab-ssp-087spec 002188e9 000400 08269

bc2003-hr-m42-chab-ssp-088spec 002291e9 000400 08237

bc2003-hr-m42-chab-ssp-112spec 006405e9 000400 07525

bc2003-hr-m42-chab-ssp-113spec 007187e9 000400 07446

bc2003-hr-m42-chab-ssp-114spec 008064e9 000400 07366

bc2003-hr-m42-chab-ssp-115spec 009048e9 000400 07287

bc2003-hr-m42-chab-ssp-116spec 010152e9 000400 07207

bc2003-hr-m42-chab-ssp-117spec 011391e9 000400 07130

bc2003-hr-m42-chab-ssp-118spec 012780e9 000400 07064

bc2003-hr-m42-chab-ssp-119spec 014340e9 000400 06997

bc2003-hr-m42-chab-ssp-120spec 016090e9 000400 06930

bc2003-hr-m42-chab-ssp-121spec 018053e9 000400 06863

bc2003-hr-m42-chab-ssp-122spec 020256e9 000400 06800

bc2003-hr-m42-chab-ssp-123spec 022727e9 000400 06738

bc2003-hr-m42-chab-ssp-124spec 025500e9 000400 06676

bc2003-hr-m42-chab-ssp-125spec 028612e9 000400 06613

bc2003-hr-m42-chab-ssp-126spec 032103e9 000400 06550

bc2003-hr-m42-chab-ssp-127spec 036020e9 000400 06486

bc2003-hr-m42-chab-ssp-128spec 040415e9 000400 06427

bc2003-hr-m42-chab-ssp-129spec 045347e9 000400 06370

bc2003-hr-m42-chab-ssp-130spec 050880e9 000400 06313

bc2003-hr-m42-chab-ssp-131spec 057088e9 000400 06256

bc2003-hr-m42-chab-ssp-132spec 064054e9 000400 06197

bc2003-hr-m42-chab-ssp-133spec 071870e9 000400 06140

bc2003-hr-m42-chab-ssp-134spec 080640e9 000400 06082

bc2003-hr-m42-chab-ssp-135spec 090479e9 000400 06024

bc2003-hr-m42-chab-ssp-201spec 1500000e9 000400 04919

bc2003-hr-m42-chab-ssp-204spec 1575000e9 000400 04915

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bc2003-hr-m52-chab-ssp-031spec 000166e9 000800 10000

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52 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

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53 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-123spec 022727e9 000800 06781

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bc2003-hr-m52-chab-ssp-218spec 1925000e9 000800 04882

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bc2003-hr-m62-chab-ssp-077spec 001380e9 002000 08503

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54 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-078spec 001445e9 002000 08472

bc2003-hr-m62-chab-ssp-079spec 001514e9 002000 08440

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bc2003-hr-m62-chab-ssp-082spec 001738e9 002000 08342

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bc2003-hr-m62-chab-ssp-087spec 002188e9 002000 08189

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bc2003-hr-m62-chab-ssp-116spec 010152e9 002000 07221

bc2003-hr-m62-chab-ssp-117spec 011391e9 002000 07150

bc2003-hr-m62-chab-ssp-118spec 012780e9 002000 07093

bc2003-hr-m62-chab-ssp-119spec 014340e9 002000 07036

bc2003-hr-m62-chab-ssp-120spec 016090e9 002000 06978

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bc2003-hr-m62-chab-ssp-201spec 1500000e9 002000 04999

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55 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-204spec 1575000e9 002000 04991

bc2003-hr-m62-chab-ssp-214spec 1825000e9 002000 04946

bc2003-hr-m62-chab-ssp-218spec 1925000e9 002000 04941

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bc2003-hr-m72-chab-ssp-076spec 001318e9 005000 08326

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bc2003-hr-m72-chab-ssp-078spec 001445e9 005000 08262

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bc2003-hr-m72-chab-ssp-087spec 002188e9 005000 07990

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bc2003-hr-m72-chab-ssp-117spec 011391e9 005000 07039

bc2003-hr-m72-chab-ssp-118spec 012780e9 005000 06985

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56 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m72-chab-ssp-119spec 014340e9 005000 06930

bc2003-hr-m72-chab-ssp-120spec 016090e9 005000 06876

bc2003-hr-m72-chab-ssp-121spec 018053e9 005000 06823

bc2003-hr-m72-chab-ssp-122spec 020256e9 005000 06771

bc2003-hr-m72-chab-ssp-123spec 022727e9 005000 06720

bc2003-hr-m72-chab-ssp-124spec 025500e9 005000 06669

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bc2003-hr-m72-chab-ssp-126spec 032103e9 005000 06566

bc2003-hr-m72-chab-ssp-127spec 036020e9 005000 06514

bc2003-hr-m72-chab-ssp-128spec 040415e9 005000 06461

bc2003-hr-m72-chab-ssp-129spec 045347e9 005000 06410

bc2003-hr-m72-chab-ssp-130spec 050880e9 005000 06356

bc2003-hr-m72-chab-ssp-131spec 057088e9 005000 06302

bc2003-hr-m72-chab-ssp-132spec 064054e9 005000 06253

bc2003-hr-m72-chab-ssp-133spec 071870e9 005000 06196

bc2003-hr-m72-chab-ssp-134spec 080640e9 005000 06143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-135spec 090479e9 005000 06088

bc2003-hr-m72-chab-ssp-201spec 1500000e9 005000 04972

bc2003-hr-m72-chab-ssp-204spec 1575000e9 005000 04960

bc2003-hr-m72-chab-ssp-214spec 1825000e9 005000 04924

bc2003-hr-m72-chab-ssp-218spec 1925000e9 005000 04908

Cuadro 71 Base N

57 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

3416 3436 [Ne v] 34260

3718 3735 [O II] 37260

3720 3737 [O II] 37288

3796 3802 H10 37979

3833 3841 H90 38354

3862 3871 [Ne III] 38691

3882 3891 H8 HeI 38890

3961 3973 [Ne III] 39678

3961 3974 Hε 39701

4024 4030 He I 40262

4067 4070 [S II] 40686

4095 4107 Hδ 41017

4332 4346 Hγ 43405

4469 4475 He I 44715

4854 4868 Hβ 48613

4947 4968 [O III] 49589

4998 5019 [O III] 50068

5009 5022 He I 50157

5156 5164 [Fe VII] 51584

5193 5202 [N I] 51991

5267 5274 [Fe III] 52704

5868 5883 He I 58756

6296 6303 [O I] 63003

6303 6315 [S III] 63121

6355 6372 [O I] 63638

6538 6591 [N II] 65480

6547 6576 Hα 65628

6575 6591 [N II] 65835

6667 6681 He I 66782

6710 6743 [S II] 67164

6718 6743 [S II] 67308

7061 7072 He I 70652

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58 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

7125 7142 [Ar III] 71358

7315 7329 [O II] 73195

7320 7335 [O II] 73302

6845 6945 BC03 lowastlowast7165 7210 BC03 lowastlowast7550 7725 BC03 lowastlowast5880 5906 NaD 5890 lowast lowast lowast9059 9079 [S III] 90690

lowast Lınea de emision

lowastlowast Region en la problematica Bruzual y Charlot (2003)

lowast lowast lowast Absorcion del medio interestelar en 5896A

Cuadro 72 Mascara General desarrollada por NataliaVale Asari (2005) para Starlight

59 Marıa E Rojas A

  • Acroacutenimos
  • Introduccioacuten
  • Fundamentos de Espectroscopiacutea
    • Fundamentos
    • Espectros Astrofiacutesicos
    • Nuacutecleos Activos de Galaxias
      • Sistema NGC6240
      • Sistema NGC6240
      • Coacutedigo de Siacutentesis Espectral
        • Modelo Fiacutesico - Matemaacutetico
        • Modelo Computacional
        • Bases Espectrales
          • Construccioacuten de una Poblacioacuten Estelar Simple (SSPs)
          • Modelos de Poblaciones Estelares Simples
              • Extraccioacuten y Anaacutelisis de Espectros
                • Reduccioacuten
                • Caracterizacioacuten
                  • Espectroscopiacutea Sinteacutetica
                    • Siacutentesis espectral
                    • Sustraccioacuten espectral
                    • Caracterizacioacuten espectral
                      • Clasificacioacuten de NGC6240
                        • Propiedades fiacutesicas de NGC6240
                          • Conclusiones
                            • Bibliografiacutea
                              • Anexos
Page 44: Espectroscop a estelar sint etica, aplicaciones astrof sicas · con modelos estelares que siguen una l nea de tiempo, producidos por la combinacion de bibliotecas de evolucion estelar,

CAPITULO 5

Espectroscopıa Sintetica

Ajustada la sintesis de poblacion estelar inherente al codigo Starlight se estudio la galaxiaNGC6240 y se obtuvieron propiedades fısicas tales como la composicion estelar a lo largode la historia de la formacion estelar de la galaxia bajo la biblioteca de Bruzual y Char-lot (2003) parametros cineticos como extincion por polvo AV y el vector de poblacionestelar en terminos de una fraccion de luz(xj) obtenidos con la interprestacion del porcen-taje de formacion estelar sintetica y las caracterısticas de las lıneas de absorcion obtenidas

51 Sıntesis espectral

Con el fin de encontrar la sintesis de la poblacion estelar de los dos nucleos del sistema encolision NGC6240 se ejecuto el codigo Starlight para las zonas en las que era posible vi-sualizar la regiones centrales de cada nucleo zonas I y IV Con estos espectros de entradase ejecutaron las combinaciones lineales de la base de Bruzual y Charlot (2003) para lasmetalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z individualmente con esto se identificaron laspoblaciones estelares que contribuıan en la reproduccion sintetica de cada zona Con baseen estos resultados parciales finalmente se construyo la base que mejor representa cadazona respectivamente Esta contiene 200 poblaciones estelares con edades entre 2 times 106

y 13times1010 anos resolucion de 3A en un rango de 3200A a 9500A con metalicidades de02Z 04Z 1Z y 25Z rutas evolutivas de Padova 1994 libreria STELIB y funcionmasa inicial de Chabrier (2003)

La busqueda del mejor ajuste entre el espectro de entrada y el espectro de salida se centroen disminuir al maximo el valor de la relacion [chi2Nleff ] la cual relaciona el valor delχ2 de cada valor de λ Otro valor que se tuvo en cuenta fue la desviacion media porcentual

34

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

de todos los pıxeles con relacion al espectro de entrada [adev( )] los mejores valores seregistraron en la tabla 51

Parametro Zona I Zona IV

[chi2Nleff ] 137545 113193

[adev( )] 638644 446156

Cuadro 51 Calidad del ajuste de Starlight

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

Figura 51 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral I de NGC6240 (trazo negro)

Los espectros de la formacion estelar logrados con este ajuste se muestran en las figuras51 y 52 en donde el trazo rojo representa la formacıon estelar asociada al espectro deentrada representado con el trazo negro de las zonas I y IV respectivamente

En estas figuras se puede observar una componente de absorcion sintetica por cada lıneade emision observada del espectro de entrada como es el caso de las lıneas en la longitudde onda de 3740A 3796A 3837A 3887A 3933A 3969A 4098A 4338A 4100A 4339A4860A 6548A las cuales corresponde a transiciones electronicas conocidas y definidas enel cuadro 11

51 SINTESIS ESPECTRAL 35 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

ObservadoSinteacutetico

Figura 52 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral IV de NGC6240 (trazo negro)

51 SINTESIS ESPECTRAL 36 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

52 Sustraccion espectral

Un vez definida la formacion estelar de cada una de la zonas espectrales se realizo unasustraccion de la formacion estelar asociada a cada zona con el fin de descontaminar elespectro de emision del nucleo activo filtrando ası un espectro de mejores caracterısticasel cual es posible observar en el trazo azul de las figuras 53 y 54

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 53 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral I de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral I de NGC6240 (negro)obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z(b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 37 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 54 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral VI de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral IV de NGC6240(negro) obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Zy 25Z (b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 38 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

53 Caracterizacion espectral

Cada uno de los espectros se caracterizo con la identificacion de todas las lıneas de emisionpresentes en ellas una vez realizada la sustraccion mediante un ajuste de tipo gaussianodefinido en un continuo aleatorio en el software LINER siendo posible obtener el centrode lınea el ancho total a la mitad de la altura (FWHM) y el flujo total visualizados enlas tablas 53 y 53 para las zonas I y IV respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259714 145056 273839 953139

H11 3770630 37686479 440904 425545 149716

H10 3797898 37960681 401993 326624 112110

H9 3835384 38334482 367421 376538 124836

[Ne III] 3868760 38685388 179806 168928 541474

K Ca-II lowast 3933000 39294148 131932 -206818 -623528

H Ca-II 3968000 39691155 446669 468596 135456

He I 4026000 40263750 264590 900988 244257

[S II] 4068600 40721025 240745 173767 446216

Hδ 4101740 40978579 169919 276703 688289

Hγ 4340471 43382275 130266 353231 612874

Hβ 4861300 48594336 151258 -677140 792772

[O III] 4958900 49571484 182238 -129678 227669

[O III] 5006840 50056445 189935 -360470 737521

Fe II 5197570 51990830 217043 -909013 291244

[O I] 6300304 62998164 236848 -365105 644235

[O I] 6363776 63634268 280102 -542065 239085

[NII] 6548050 65466426 250518 -330128 652055

Hα 6562819 65614375 250518 -114643 186725

[N II] 6583460 65836201 250518 -195511 214778

[S II] 6716440 67192485 222886 -472177 102774

[S II] 6730810 67358408 222886 -280570 502474lowast Lınea de absorcion

Cuadro 52 Lıneas de Emision Zona I de NGC6240

531 Clasificacion de NGC6240

Para clasificar a NGC6240 entre los tipos de nucleo activo descritos en la literatura seutilizo las razones de flujo para la ubicacion de este sistema en el diagrama BPT (Bald-win Phillips amp Terlevich 1981) descrito en Cid Fernandes et al (2010) como la mejorseparacion entre galaxias tipo Seyfert LINER y de formacion estelar fuerte mediante la

53 CARACTERIZACION ESPECTRAL 39 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[ O I] 3726032 37296033 143969 -221934 787713

[Ne III] 3868760 38706140 118089 -233171 399531

K Ca-II lowast 3933000 39330952 120923 341232 -383848

S II 4076349 40792864 693475 913706 854107

Hδ 4101742 41004019 936462 679737 301683

Fe II lowast 4303176 43052456 192020 -119689 -283858

Hγ 4340471 43394087 100879 155567 419237

Hβ 4861300 48617803 144197 -647377 680787

[O III] 4958900 49606152 172003 -194691 316305

[O III] 5006840 50090156 161854 -479744 914152

[O I] 6300304 63029087 178476 -155210 621454

[O I] 6363776 63667563 189027 334244 199334

[N II] 6548050 65512285 184697 -152528 896611

Hα 6562819 65665557 184697 -1004495E+06 173249

[N II ] 6583460 65869326 184697 711567 217207

[S II] 6716440 67182754 122346 -459232 516263

[S II] 6730810 67316655 212515 -152349 100130lowast Lınea de absorcion

Cuadro 53 Lıneas de Emision Zona IV de NGC6240

relacion de los flujos de las lıneas de emision de Hα Hβ [NII]λ6584 y [OIII]λ5007 enlog([NII]λ6584 Hα) y log([OIII]λ5007Hβ) que para el caso de la region VI es

log([NII]λ6584 Hα) =020

y

log([OIII]λ5007 Hβ) =-028

lo que ubica a NGC6240 en el diagrama BPT dentro de las galaxia tipo LINER en con-cordancia con el catalogo de Veron-Cetty de (2006)

54 Propiedades fısicas de NGC6240

Los parametros derivados del mejor modelo de la sıntesis permiten adicionalmente calcu-lar y encontrar algunas propiedades fısicas de la galaxia tabla 54 A partir de cada unode estos parametros fue posible asociar las siguientes propiedades

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 40 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Parametro Definicion Zona I Zona IV

[summinus of minus xj( )] Vector de poblacion estelar 9422336 9897032

[Miniminus tot] Fraccion de masa 846570E+02 706677E+03

[Mcor minus tot] Logaritmo de la masa estelar [M] 613714E+02 363687E+03

[v0minusmin(kms)] -11323 -13292

[vdminusmin(kms)] 4700 8439

[AV minusmin(mag)] Atenuacion del polvo [magnitud] -10000 -10000

Cuadro 54 Calidad del ajuste de Starlight

Zona OSP IPS YPS

I 0 176488 765745

IV 06582 355544 614753

Cuadro 55 Porcentaje de formacion estelar sintetica de NGC6240 poblacion estelar joven(YSPs) t le 0 1 Giga anos poblacion estelar con edad intermedia (ISP) 0 1 lt tISP le 2Giga anos la poblacion estelar con edad superior (OSP) 125 Giga ano Rodrıguez ZaurınJ et al (2008)

EdadLa interpretacion del termino [summinus of minus xj( )] vector poblacion xj discutido enla seccion 31 permitio clasificar la poblacion estelar sintetica en i poblacion estelarjoven (YSPs) con componentes estelares de edad t le 0 1 Giga ano ii poblacionestelar con edad intermedia (ISP) con componentes de edad entre 0 1 lt tISP le 2Giga ano y iii poblacion estelar con edad superior (OSP) con componentes de edadmayor que 12 5 Giga ano Rodrıguez Zaurın J et al (2008) Es entonces como alrealizar un tabulacion de este vector en la sıntesis de NGC6240 se puede concluirque mas del 60 de la poblacion estelar corresponde a poblacion estelar joven elporcentaje de cada componente segun la zona se especifica en la cuadro 55

MetalicidadEl porcentaje de las metalicidades empleadas para reproducir el sistema NGC6240fueron tabulados en el cuadro 56 Se puede concluir que existe una contribucion depoblacion estelar de tipo frıo K o M ya que la metalicidad de este tipo de poblacioneses aproximadamente cero mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para lazona IV pertenecen a poblaciones mas calientes de tipo espectral O y M

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 41 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Zona 02Z( ) 04Z( ) 1Z( ) 25Z( )

I 219 3618 5583 00002

IV 1289 4501 4105 0

Cuadro 56 Porcentaje de la metalicidad media en la sıntesis de NGC6240

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 42 Marıa E Rojas A

CAPITULO 6

Conclusiones

Del mapeo de la galaxia NGC 6240 se logro extraer un espectro de buenas caracte-rısticas correspondiente a las zonas I y IV las cuales responden a las zonas espacialesde los nucleos de la galaxia mientras que para las demas zonas es necesario aunrealizar algunas reducciones con mayor detalle para lograr ası eliminar el alto ruidopresente en los espectros

Sobre los espectros espacialmente definidos se realizo una extraccion que permitioidentificar las lıneas de emision y absorcion presente en la zonas I y IV

Con base en la combinacion de las bases de poblaciones estelares de Bruzual GCharlot S (2003) se construyo un espectro sintetico de buenas caracterısticas conla ejecucion de Spectral Synthesis Code -Starlight Cid Fernandes R (2005) en laszonas I y IV

Se realizo una sustraccion entre el espectro observado y el espectro sintetico a fin deeliminar la componente de absorcion asociada con la formacion estelar reproducidacon el espectro sintetico obtenido dando origen a una tabla de flujos reales de lıneasde emision que no habıan sido posible medir debido a la superposicion de las lıneasde absorcion asociadas a la actividad de formacion estelar de la galaxia huesped

La poblacion estelar presente en el espectro sintetico de NGC 6240 segun la literaturade Rodrıguez Zaurın J (2008) es una poblacion estelar joven con edades entret le 0 1 Giga ano con un porcentaje del 765745 en la zona I y 614753 enla zona IV La poblacion estelar con edad intermedia entre 0 1 lt tISP le 2 Gigaano presentan un porcentaje mas bajo del 176488 y 355544 en las zonas I yIV respectivamente Mientras que la poblacion estelar mayor de 125 Giga ano notienen asociado ningun porcentaje en la contribucion del espectro sintetico

43

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Existe una poca contribucion de poblacion estelar de tipo frıo K o M en NGC6240ya que la metalicidad de este tipo de poblaciones es aproximadamente cero en lasıntesis espectral mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para la zona IVpertenecen a poblaciones jovenes de tipo espectral O y M

44 Marıa E Rojas A

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45

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BIBLIOGRAFIA 50 Marıa E Rojas A

CAPITULO 7

Anexos

SSP Edad [anos] Z Mstar

bc2003-hr-m42-chab-ssp-032spec 000174e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-034spec 000191e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-051spec 000417e9 000400 09666

bc2003-hr-m42-chab-ssp-052spec 000437e9 000400 09622

bc2003-hr-m42-chab-ssp-053spec 000457e9 000400 09579

bc2003-hr-m42-chab-ssp-054spec 000479e9 000400 09534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-055spec 000501e9 000400 09488

bc2003-hr-m42-chab-ssp-070spec 001000e9 000400 08862

bc2003-hr-m42-chab-ssp-073spec 001148e9 000400 08752

bc2003-hr-m42-chab-ssp-074spec 001202e9 000400 08716

bc2003-hr-m42-chab-ssp-075spec 001259e9 000400 08680

bc2003-hr-m42-chab-ssp-076spec 001318e9 000400 08644

bc2003-hr-m42-chab-ssp-077spec 001380e9 000400 08608

bc2003-hr-m42-chab-ssp-078spec 001445e9 000400 08571

bc2003-hr-m42-chab-ssp-079spec 001514e9 000400 08534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-080spec 001585e9 000400 08501

bc2003-hr-m42-chab-ssp-081spec 001660e9 000400 08469

bc2003-hr-m42-chab-ssp-082spec 001738e9 000400 08436

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51

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m42-chab-ssp-084spec 001905e9 000400 08369

bc2003-hr-m42-chab-ssp-087spec 002188e9 000400 08269

bc2003-hr-m42-chab-ssp-088spec 002291e9 000400 08237

bc2003-hr-m42-chab-ssp-112spec 006405e9 000400 07525

bc2003-hr-m42-chab-ssp-113spec 007187e9 000400 07446

bc2003-hr-m42-chab-ssp-114spec 008064e9 000400 07366

bc2003-hr-m42-chab-ssp-115spec 009048e9 000400 07287

bc2003-hr-m42-chab-ssp-116spec 010152e9 000400 07207

bc2003-hr-m42-chab-ssp-117spec 011391e9 000400 07130

bc2003-hr-m42-chab-ssp-118spec 012780e9 000400 07064

bc2003-hr-m42-chab-ssp-119spec 014340e9 000400 06997

bc2003-hr-m42-chab-ssp-120spec 016090e9 000400 06930

bc2003-hr-m42-chab-ssp-121spec 018053e9 000400 06863

bc2003-hr-m42-chab-ssp-122spec 020256e9 000400 06800

bc2003-hr-m42-chab-ssp-123spec 022727e9 000400 06738

bc2003-hr-m42-chab-ssp-124spec 025500e9 000400 06676

bc2003-hr-m42-chab-ssp-125spec 028612e9 000400 06613

bc2003-hr-m42-chab-ssp-126spec 032103e9 000400 06550

bc2003-hr-m42-chab-ssp-127spec 036020e9 000400 06486

bc2003-hr-m42-chab-ssp-128spec 040415e9 000400 06427

bc2003-hr-m42-chab-ssp-129spec 045347e9 000400 06370

bc2003-hr-m42-chab-ssp-130spec 050880e9 000400 06313

bc2003-hr-m42-chab-ssp-131spec 057088e9 000400 06256

bc2003-hr-m42-chab-ssp-132spec 064054e9 000400 06197

bc2003-hr-m42-chab-ssp-133spec 071870e9 000400 06140

bc2003-hr-m42-chab-ssp-134spec 080640e9 000400 06082

bc2003-hr-m42-chab-ssp-135spec 090479e9 000400 06024

bc2003-hr-m42-chab-ssp-201spec 1500000e9 000400 04919

bc2003-hr-m42-chab-ssp-204spec 1575000e9 000400 04915

bc2003-hr-m42-chab-ssp-214spec 1825000e9 000400 04875

bc2003-hr-m42-chab-ssp-218spec 1925000e9 000400 04872

bc2003-hr-m52-chab-ssp-031spec 000166e9 000800 10000

Continua en la pagina siguiente

52 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-032spec 000174e9 000800 10000

bc2003-hr-m52-chab-ssp-034spec 000191e9 000800 10000

bc2003-hr-m52-chab-ssp-051spec 000417e9 000800 09645

bc2003-hr-m52-chab-ssp-052spec 000437e9 000800 09599

bc2003-hr-m52-chab-ssp-054spec 000479e9 000800 09496

bc2003-hr-m52-chab-ssp-055spec 000501e9 000800 09443

bc2003-hr-m52-chab-ssp-070spec 001000e9 000800 08827

bc2003-hr-m52-chab-ssp-073spec 001148e9 000800 08725

bc2003-hr-m52-chab-ssp-074spec 001202e9 000800 08691

bc2003-hr-m52-chab-ssp-075spec 001259e9 000800 08657

bc2003-hr-m52-chab-ssp-076spec 001318e9 000800 08622

bc2003-hr-m52-chab-ssp-077spec 001380e9 000800 08587

bc2003-hr-m52-chab-ssp-078spec 001445e9 000800 08552

bc2003-hr-m52-chab-ssp-079spec 001514e9 000800 08517

bc2003-hr-m52-chab-ssp-080spec 001585e9 000800 08485

bc2003-hr-m52-chab-ssp-081spec 001660e9 000800 08453

bc2003-hr-m52-chab-ssp-082spec 001738e9 000800 08420

bc2003-hr-m52-chab-ssp-083spec 001820e9 000800 08387

bc2003-hr-m52-chab-ssp-084spec 001905e9 000800 08354

bc2003-hr-m52-chab-ssp-087spec 002188e9 000800 08256

bc2003-hr-m52-chab-ssp-088spec 002291e9 000800 08226

bc2003-hr-m52-chab-ssp-112spec 006405e9 000800 07527

bc2003-hr-m52-chab-ssp-113spec 007187e9 000800 07451

bc2003-hr-m52-chab-ssp-114spec 008064e9 000800 07376

bc2003-hr-m52-chab-ssp-115spec 009048e9 000800 07301

bc2003-hr-m52-chab-ssp-116spec 010152e9 000800 07226

bc2003-hr-m52-chab-ssp-117spec 011391e9 000800 07150

bc2003-hr-m52-chab-ssp-118spec 012780e9 000800 07088

bc2003-hr-m52-chab-ssp-119spec 014340e9 000800 07026

bc2003-hr-m52-chab-ssp-120spec 016090e9 000800 06963

bc2003-hr-m52-chab-ssp-121spec 018053e9 000800 06900

bc2003-hr-m52-chab-ssp-122spec 020256e9 000800 06838

Continua en la pagina siguiente

53 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-123spec 022727e9 000800 06781

bc2003-hr-m52-chab-ssp-124spec 025500e9 000800 06723

bc2003-hr-m52-chab-ssp-125spec 028612e9 000800 06665

bc2003-hr-m52-chab-ssp-126spec 032103e9 000800 06607

bc2003-hr-m52-chab-ssp-127spec 036020e9 000800 06548

bc2003-hr-m52-chab-ssp-128spec 040415e9 000800 06490

bc2003-hr-m52-chab-ssp-129spec 045347e9 000800 06434

bc2003-hr-m52-chab-ssp-130spec 050880e9 000800 06377

bc2003-hr-m52-chab-ssp-131spec 057088e9 000800 06318

bc2003-hr-m52-chab-ssp-132spec 064054e9 000800 06266

bc2003-hr-m52-chab-ssp-133spec 071870e9 000800 06205

bc2003-hr-m52-chab-ssp-134spec 080640e9 000800 06145

bc2003-hr-m52-chab-ssp-135spec 090479e9 000800 06086

bc2003-hr-m52-chab-ssp-201spec 1500000e9 000800 04936

bc2003-hr-m52-chab-ssp-204spec 1575000e9 000800 04935

bc2003-hr-m52-chab-ssp-214spec 1825000e9 000800 04887

bc2003-hr-m52-chab-ssp-218spec 1925000e9 000800 04882

bc2003-hr-m62-chab-ssp-031spec 000166e9 002000 10000

bc2003-hr-m62-chab-ssp-032spec 000174e9 002000 10000

bc2003-hr-m62-chab-ssp-034spec 000191e9 002000 09996

bc2003-hr-m62-chab-ssp-051spec 000417e9 002000 09535

bc2003-hr-m62-chab-ssp-052spec 000437e9 002000 09482

bc2003-hr-m62-chab-ssp-054spec 000479e9 002000 09384

bc2003-hr-m62-chab-ssp-055spec 000501e9 002000 09342

bc2003-hr-m62-chab-ssp-070spec 001000e9 002000 08751

bc2003-hr-m62-chab-ssp-071spec 001047e9 002000 08716

bc2003-hr-m62-chab-ssp-072spec 001096e9 002000 08680

bc2003-hr-m62-chab-ssp-073spec 001148e9 002000 08644

bc2003-hr-m62-chab-ssp-074spec 001202e9 002000 08608

bc2003-hr-m62-chab-ssp-075spec 001259e9 002000 08572

bc2003-hr-m62-chab-ssp-076spec 001318e9 002000 08535

bc2003-hr-m62-chab-ssp-077spec 001380e9 002000 08503

Continua en la pagina siguiente

54 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-078spec 001445e9 002000 08472

bc2003-hr-m62-chab-ssp-079spec 001514e9 002000 08440

bc2003-hr-m62-chab-ssp-081spec 001660e9 002000 08375

bc2003-hr-m62-chab-ssp-082spec 001738e9 002000 08342

bc2003-hr-m62-chab-ssp-084spec 001905e9 002000 08276

bc2003-hr-m62-chab-ssp-087spec 002188e9 002000 08189

bc2003-hr-m62-chab-ssp-088spec 002291e9 002000 08159

bc2003-hr-m62-chab-ssp-112spec 006405e9 002000 07502

bc2003-hr-m62-chab-ssp-113spec 007187e9 002000 07429

bc2003-hr-m62-chab-ssp-114spec 008064e9 002000 07360

bc2003-hr-m62-chab-ssp-115spec 009048e9 002000 07291

bc2003-hr-m62-chab-ssp-116spec 010152e9 002000 07221

bc2003-hr-m62-chab-ssp-117spec 011391e9 002000 07150

bc2003-hr-m62-chab-ssp-118spec 012780e9 002000 07093

bc2003-hr-m62-chab-ssp-119spec 014340e9 002000 07036

bc2003-hr-m62-chab-ssp-120spec 016090e9 002000 06978

bc2003-hr-m62-chab-ssp-121spec 018053e9 002000 06920

bc2003-hr-m62-chab-ssp-122spec 020256e9 002000 06862

bc2003-hr-m62-chab-ssp-123spec 022727e9 002000 06808

bc2003-hr-m62-chab-ssp-124spec 025500e9 002000 06754

bc2003-hr-m62-chab-ssp-125spec 028612e9 002000 06700

bc2003-hr-m62-chab-ssp-126spec 032103e9 002000 06646

bc2003-hr-m62-chab-ssp-127spec 036020e9 002000 06592

bc2003-hr-m62-chab-ssp-128spec 040415e9 002000 06538

bc2003-hr-m62-chab-ssp-129spec 045347e9 002000 06484

bc2003-hr-m62-chab-ssp-130spec 050880e9 002000 06430

bc2003-hr-m62-chab-ssp-131spec 057088e9 002000 06376

bc2003-hr-m62-chab-ssp-132spec 064054e9 002000 06322

bc2003-hr-m62-chab-ssp-133spec 071870e9 002000 06265

bc2003-hr-m62-chab-ssp-134spec 080640e9 002000 06209

bc2003-hr-m62-chab-ssp-135spec 090479e9 002000 06152

bc2003-hr-m62-chab-ssp-201spec 1500000e9 002000 04999

Continua en la pagina siguiente

55 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-204spec 1575000e9 002000 04991

bc2003-hr-m62-chab-ssp-214spec 1825000e9 002000 04946

bc2003-hr-m62-chab-ssp-218spec 1925000e9 002000 04941

bc2003-hr-m72-chab-ssp-031spec 000166e9 005000 09918

bc2003-hr-m72-chab-ssp-032spec 000174e9 005000 09933

bc2003-hr-m72-chab-ssp-034spec 000191e9 005000 09890

bc2003-hr-m72-chab-ssp-051spec 000417e9 005000 09299

bc2003-hr-m72-chab-ssp-052spec 000437e9 005000 09260

bc2003-hr-m72-chab-ssp-054spec 000479e9 005000 09186

bc2003-hr-m72-chab-ssp-055spec 000501e9 005000 09147

bc2003-hr-m72-chab-ssp-070spec 001000e9 005000 08524

bc2003-hr-m72-chab-ssp-071spec 001047e9 005000 08491

bc2003-hr-m72-chab-ssp-072spec 001096e9 005000 08459

bc2003-hr-m72-chab-ssp-073spec 001148e9 005000 08427

bc2003-hr-m72-chab-ssp-074spec 001202e9 005000 08393

bc2003-hr-m72-chab-ssp-075spec 001259e9 005000 08360

bc2003-hr-m72-chab-ssp-076spec 001318e9 005000 08326

bc2003-hr-m72-chab-ssp-077spec 001380e9 005000 08292

bc2003-hr-m72-chab-ssp-078spec 001445e9 005000 08262

bc2003-hr-m72-chab-ssp-079spec 001514e9 005000 08233

bc2003-hr-m72-chab-ssp-081spec 001660e9 005000 08174

bc2003-hr-m72-chab-ssp-082spec 001738e9 005000 08143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-084spec 001905e9 005000 08081

bc2003-hr-m72-chab-ssp-087spec 002188e9 005000 07990

bc2003-hr-m72-chab-ssp-088spec 002291e9 005000 07958

bc2003-hr-m72-chab-ssp-112spec 006405e9 005000 07345

bc2003-hr-m72-chab-ssp-113spec 007187e9 005000 07278

bc2003-hr-m72-chab-ssp-114spec 008064e9 005000 07211

bc2003-hr-m72-chab-ssp-115spec 009048e9 005000 07144

bc2003-hr-m72-chab-ssp-116spec 010152e9 005000 07092

bc2003-hr-m72-chab-ssp-117spec 011391e9 005000 07039

bc2003-hr-m72-chab-ssp-118spec 012780e9 005000 06985

Continua en la pagina siguiente

56 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m72-chab-ssp-119spec 014340e9 005000 06930

bc2003-hr-m72-chab-ssp-120spec 016090e9 005000 06876

bc2003-hr-m72-chab-ssp-121spec 018053e9 005000 06823

bc2003-hr-m72-chab-ssp-122spec 020256e9 005000 06771

bc2003-hr-m72-chab-ssp-123spec 022727e9 005000 06720

bc2003-hr-m72-chab-ssp-124spec 025500e9 005000 06669

bc2003-hr-m72-chab-ssp-125spec 028612e9 005000 06618

bc2003-hr-m72-chab-ssp-126spec 032103e9 005000 06566

bc2003-hr-m72-chab-ssp-127spec 036020e9 005000 06514

bc2003-hr-m72-chab-ssp-128spec 040415e9 005000 06461

bc2003-hr-m72-chab-ssp-129spec 045347e9 005000 06410

bc2003-hr-m72-chab-ssp-130spec 050880e9 005000 06356

bc2003-hr-m72-chab-ssp-131spec 057088e9 005000 06302

bc2003-hr-m72-chab-ssp-132spec 064054e9 005000 06253

bc2003-hr-m72-chab-ssp-133spec 071870e9 005000 06196

bc2003-hr-m72-chab-ssp-134spec 080640e9 005000 06143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-135spec 090479e9 005000 06088

bc2003-hr-m72-chab-ssp-201spec 1500000e9 005000 04972

bc2003-hr-m72-chab-ssp-204spec 1575000e9 005000 04960

bc2003-hr-m72-chab-ssp-214spec 1825000e9 005000 04924

bc2003-hr-m72-chab-ssp-218spec 1925000e9 005000 04908

Cuadro 71 Base N

57 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

3416 3436 [Ne v] 34260

3718 3735 [O II] 37260

3720 3737 [O II] 37288

3796 3802 H10 37979

3833 3841 H90 38354

3862 3871 [Ne III] 38691

3882 3891 H8 HeI 38890

3961 3973 [Ne III] 39678

3961 3974 Hε 39701

4024 4030 He I 40262

4067 4070 [S II] 40686

4095 4107 Hδ 41017

4332 4346 Hγ 43405

4469 4475 He I 44715

4854 4868 Hβ 48613

4947 4968 [O III] 49589

4998 5019 [O III] 50068

5009 5022 He I 50157

5156 5164 [Fe VII] 51584

5193 5202 [N I] 51991

5267 5274 [Fe III] 52704

5868 5883 He I 58756

6296 6303 [O I] 63003

6303 6315 [S III] 63121

6355 6372 [O I] 63638

6538 6591 [N II] 65480

6547 6576 Hα 65628

6575 6591 [N II] 65835

6667 6681 He I 66782

6710 6743 [S II] 67164

6718 6743 [S II] 67308

7061 7072 He I 70652

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58 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

7125 7142 [Ar III] 71358

7315 7329 [O II] 73195

7320 7335 [O II] 73302

6845 6945 BC03 lowastlowast7165 7210 BC03 lowastlowast7550 7725 BC03 lowastlowast5880 5906 NaD 5890 lowast lowast lowast9059 9079 [S III] 90690

lowast Lınea de emision

lowastlowast Region en la problematica Bruzual y Charlot (2003)

lowast lowast lowast Absorcion del medio interestelar en 5896A

Cuadro 72 Mascara General desarrollada por NataliaVale Asari (2005) para Starlight

59 Marıa E Rojas A

  • Acroacutenimos
  • Introduccioacuten
  • Fundamentos de Espectroscopiacutea
    • Fundamentos
    • Espectros Astrofiacutesicos
    • Nuacutecleos Activos de Galaxias
      • Sistema NGC6240
      • Sistema NGC6240
      • Coacutedigo de Siacutentesis Espectral
        • Modelo Fiacutesico - Matemaacutetico
        • Modelo Computacional
        • Bases Espectrales
          • Construccioacuten de una Poblacioacuten Estelar Simple (SSPs)
          • Modelos de Poblaciones Estelares Simples
              • Extraccioacuten y Anaacutelisis de Espectros
                • Reduccioacuten
                • Caracterizacioacuten
                  • Espectroscopiacutea Sinteacutetica
                    • Siacutentesis espectral
                    • Sustraccioacuten espectral
                    • Caracterizacioacuten espectral
                      • Clasificacioacuten de NGC6240
                        • Propiedades fiacutesicas de NGC6240
                          • Conclusiones
                            • Bibliografiacutea
                              • Anexos
Page 45: Espectroscop a estelar sint etica, aplicaciones astrof sicas · con modelos estelares que siguen una l nea de tiempo, producidos por la combinacion de bibliotecas de evolucion estelar,

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

de todos los pıxeles con relacion al espectro de entrada [adev( )] los mejores valores seregistraron en la tabla 51

Parametro Zona I Zona IV

[chi2Nleff ] 137545 113193

[adev( )] 638644 446156

Cuadro 51 Calidad del ajuste de Starlight

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

Figura 51 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral I de NGC6240 (trazo negro)

Los espectros de la formacion estelar logrados con este ajuste se muestran en las figuras51 y 52 en donde el trazo rojo representa la formacıon estelar asociada al espectro deentrada representado con el trazo negro de las zonas I y IV respectivamente

En estas figuras se puede observar una componente de absorcion sintetica por cada lıneade emision observada del espectro de entrada como es el caso de las lıneas en la longitudde onda de 3740A 3796A 3837A 3887A 3933A 3969A 4098A 4338A 4100A 4339A4860A 6548A las cuales corresponde a transiciones electronicas conocidas y definidas enel cuadro 11

51 SINTESIS ESPECTRAL 35 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

ObservadoSinteacutetico

Figura 52 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral IV de NGC6240 (trazo negro)

51 SINTESIS ESPECTRAL 36 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

52 Sustraccion espectral

Un vez definida la formacion estelar de cada una de la zonas espectrales se realizo unasustraccion de la formacion estelar asociada a cada zona con el fin de descontaminar elespectro de emision del nucleo activo filtrando ası un espectro de mejores caracterısticasel cual es posible observar en el trazo azul de las figuras 53 y 54

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 53 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral I de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral I de NGC6240 (negro)obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z(b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 37 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 54 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral VI de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral IV de NGC6240(negro) obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Zy 25Z (b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 38 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

53 Caracterizacion espectral

Cada uno de los espectros se caracterizo con la identificacion de todas las lıneas de emisionpresentes en ellas una vez realizada la sustraccion mediante un ajuste de tipo gaussianodefinido en un continuo aleatorio en el software LINER siendo posible obtener el centrode lınea el ancho total a la mitad de la altura (FWHM) y el flujo total visualizados enlas tablas 53 y 53 para las zonas I y IV respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259714 145056 273839 953139

H11 3770630 37686479 440904 425545 149716

H10 3797898 37960681 401993 326624 112110

H9 3835384 38334482 367421 376538 124836

[Ne III] 3868760 38685388 179806 168928 541474

K Ca-II lowast 3933000 39294148 131932 -206818 -623528

H Ca-II 3968000 39691155 446669 468596 135456

He I 4026000 40263750 264590 900988 244257

[S II] 4068600 40721025 240745 173767 446216

Hδ 4101740 40978579 169919 276703 688289

Hγ 4340471 43382275 130266 353231 612874

Hβ 4861300 48594336 151258 -677140 792772

[O III] 4958900 49571484 182238 -129678 227669

[O III] 5006840 50056445 189935 -360470 737521

Fe II 5197570 51990830 217043 -909013 291244

[O I] 6300304 62998164 236848 -365105 644235

[O I] 6363776 63634268 280102 -542065 239085

[NII] 6548050 65466426 250518 -330128 652055

Hα 6562819 65614375 250518 -114643 186725

[N II] 6583460 65836201 250518 -195511 214778

[S II] 6716440 67192485 222886 -472177 102774

[S II] 6730810 67358408 222886 -280570 502474lowast Lınea de absorcion

Cuadro 52 Lıneas de Emision Zona I de NGC6240

531 Clasificacion de NGC6240

Para clasificar a NGC6240 entre los tipos de nucleo activo descritos en la literatura seutilizo las razones de flujo para la ubicacion de este sistema en el diagrama BPT (Bald-win Phillips amp Terlevich 1981) descrito en Cid Fernandes et al (2010) como la mejorseparacion entre galaxias tipo Seyfert LINER y de formacion estelar fuerte mediante la

53 CARACTERIZACION ESPECTRAL 39 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[ O I] 3726032 37296033 143969 -221934 787713

[Ne III] 3868760 38706140 118089 -233171 399531

K Ca-II lowast 3933000 39330952 120923 341232 -383848

S II 4076349 40792864 693475 913706 854107

Hδ 4101742 41004019 936462 679737 301683

Fe II lowast 4303176 43052456 192020 -119689 -283858

Hγ 4340471 43394087 100879 155567 419237

Hβ 4861300 48617803 144197 -647377 680787

[O III] 4958900 49606152 172003 -194691 316305

[O III] 5006840 50090156 161854 -479744 914152

[O I] 6300304 63029087 178476 -155210 621454

[O I] 6363776 63667563 189027 334244 199334

[N II] 6548050 65512285 184697 -152528 896611

Hα 6562819 65665557 184697 -1004495E+06 173249

[N II ] 6583460 65869326 184697 711567 217207

[S II] 6716440 67182754 122346 -459232 516263

[S II] 6730810 67316655 212515 -152349 100130lowast Lınea de absorcion

Cuadro 53 Lıneas de Emision Zona IV de NGC6240

relacion de los flujos de las lıneas de emision de Hα Hβ [NII]λ6584 y [OIII]λ5007 enlog([NII]λ6584 Hα) y log([OIII]λ5007Hβ) que para el caso de la region VI es

log([NII]λ6584 Hα) =020

y

log([OIII]λ5007 Hβ) =-028

lo que ubica a NGC6240 en el diagrama BPT dentro de las galaxia tipo LINER en con-cordancia con el catalogo de Veron-Cetty de (2006)

54 Propiedades fısicas de NGC6240

Los parametros derivados del mejor modelo de la sıntesis permiten adicionalmente calcu-lar y encontrar algunas propiedades fısicas de la galaxia tabla 54 A partir de cada unode estos parametros fue posible asociar las siguientes propiedades

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 40 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Parametro Definicion Zona I Zona IV

[summinus of minus xj( )] Vector de poblacion estelar 9422336 9897032

[Miniminus tot] Fraccion de masa 846570E+02 706677E+03

[Mcor minus tot] Logaritmo de la masa estelar [M] 613714E+02 363687E+03

[v0minusmin(kms)] -11323 -13292

[vdminusmin(kms)] 4700 8439

[AV minusmin(mag)] Atenuacion del polvo [magnitud] -10000 -10000

Cuadro 54 Calidad del ajuste de Starlight

Zona OSP IPS YPS

I 0 176488 765745

IV 06582 355544 614753

Cuadro 55 Porcentaje de formacion estelar sintetica de NGC6240 poblacion estelar joven(YSPs) t le 0 1 Giga anos poblacion estelar con edad intermedia (ISP) 0 1 lt tISP le 2Giga anos la poblacion estelar con edad superior (OSP) 125 Giga ano Rodrıguez ZaurınJ et al (2008)

EdadLa interpretacion del termino [summinus of minus xj( )] vector poblacion xj discutido enla seccion 31 permitio clasificar la poblacion estelar sintetica en i poblacion estelarjoven (YSPs) con componentes estelares de edad t le 0 1 Giga ano ii poblacionestelar con edad intermedia (ISP) con componentes de edad entre 0 1 lt tISP le 2Giga ano y iii poblacion estelar con edad superior (OSP) con componentes de edadmayor que 12 5 Giga ano Rodrıguez Zaurın J et al (2008) Es entonces como alrealizar un tabulacion de este vector en la sıntesis de NGC6240 se puede concluirque mas del 60 de la poblacion estelar corresponde a poblacion estelar joven elporcentaje de cada componente segun la zona se especifica en la cuadro 55

MetalicidadEl porcentaje de las metalicidades empleadas para reproducir el sistema NGC6240fueron tabulados en el cuadro 56 Se puede concluir que existe una contribucion depoblacion estelar de tipo frıo K o M ya que la metalicidad de este tipo de poblacioneses aproximadamente cero mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para lazona IV pertenecen a poblaciones mas calientes de tipo espectral O y M

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 41 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Zona 02Z( ) 04Z( ) 1Z( ) 25Z( )

I 219 3618 5583 00002

IV 1289 4501 4105 0

Cuadro 56 Porcentaje de la metalicidad media en la sıntesis de NGC6240

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 42 Marıa E Rojas A

CAPITULO 6

Conclusiones

Del mapeo de la galaxia NGC 6240 se logro extraer un espectro de buenas caracte-rısticas correspondiente a las zonas I y IV las cuales responden a las zonas espacialesde los nucleos de la galaxia mientras que para las demas zonas es necesario aunrealizar algunas reducciones con mayor detalle para lograr ası eliminar el alto ruidopresente en los espectros

Sobre los espectros espacialmente definidos se realizo una extraccion que permitioidentificar las lıneas de emision y absorcion presente en la zonas I y IV

Con base en la combinacion de las bases de poblaciones estelares de Bruzual GCharlot S (2003) se construyo un espectro sintetico de buenas caracterısticas conla ejecucion de Spectral Synthesis Code -Starlight Cid Fernandes R (2005) en laszonas I y IV

Se realizo una sustraccion entre el espectro observado y el espectro sintetico a fin deeliminar la componente de absorcion asociada con la formacion estelar reproducidacon el espectro sintetico obtenido dando origen a una tabla de flujos reales de lıneasde emision que no habıan sido posible medir debido a la superposicion de las lıneasde absorcion asociadas a la actividad de formacion estelar de la galaxia huesped

La poblacion estelar presente en el espectro sintetico de NGC 6240 segun la literaturade Rodrıguez Zaurın J (2008) es una poblacion estelar joven con edades entret le 0 1 Giga ano con un porcentaje del 765745 en la zona I y 614753 enla zona IV La poblacion estelar con edad intermedia entre 0 1 lt tISP le 2 Gigaano presentan un porcentaje mas bajo del 176488 y 355544 en las zonas I yIV respectivamente Mientras que la poblacion estelar mayor de 125 Giga ano notienen asociado ningun porcentaje en la contribucion del espectro sintetico

43

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Existe una poca contribucion de poblacion estelar de tipo frıo K o M en NGC6240ya que la metalicidad de este tipo de poblaciones es aproximadamente cero en lasıntesis espectral mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para la zona IVpertenecen a poblaciones jovenes de tipo espectral O y M

44 Marıa E Rojas A

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BIBLIOGRAFIA 50 Marıa E Rojas A

CAPITULO 7

Anexos

SSP Edad [anos] Z Mstar

bc2003-hr-m42-chab-ssp-032spec 000174e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-034spec 000191e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-051spec 000417e9 000400 09666

bc2003-hr-m42-chab-ssp-052spec 000437e9 000400 09622

bc2003-hr-m42-chab-ssp-053spec 000457e9 000400 09579

bc2003-hr-m42-chab-ssp-054spec 000479e9 000400 09534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-055spec 000501e9 000400 09488

bc2003-hr-m42-chab-ssp-070spec 001000e9 000400 08862

bc2003-hr-m42-chab-ssp-073spec 001148e9 000400 08752

bc2003-hr-m42-chab-ssp-074spec 001202e9 000400 08716

bc2003-hr-m42-chab-ssp-075spec 001259e9 000400 08680

bc2003-hr-m42-chab-ssp-076spec 001318e9 000400 08644

bc2003-hr-m42-chab-ssp-077spec 001380e9 000400 08608

bc2003-hr-m42-chab-ssp-078spec 001445e9 000400 08571

bc2003-hr-m42-chab-ssp-079spec 001514e9 000400 08534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-080spec 001585e9 000400 08501

bc2003-hr-m42-chab-ssp-081spec 001660e9 000400 08469

bc2003-hr-m42-chab-ssp-082spec 001738e9 000400 08436

Continua en la pagina siguiente

51

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m42-chab-ssp-084spec 001905e9 000400 08369

bc2003-hr-m42-chab-ssp-087spec 002188e9 000400 08269

bc2003-hr-m42-chab-ssp-088spec 002291e9 000400 08237

bc2003-hr-m42-chab-ssp-112spec 006405e9 000400 07525

bc2003-hr-m42-chab-ssp-113spec 007187e9 000400 07446

bc2003-hr-m42-chab-ssp-114spec 008064e9 000400 07366

bc2003-hr-m42-chab-ssp-115spec 009048e9 000400 07287

bc2003-hr-m42-chab-ssp-116spec 010152e9 000400 07207

bc2003-hr-m42-chab-ssp-117spec 011391e9 000400 07130

bc2003-hr-m42-chab-ssp-118spec 012780e9 000400 07064

bc2003-hr-m42-chab-ssp-119spec 014340e9 000400 06997

bc2003-hr-m42-chab-ssp-120spec 016090e9 000400 06930

bc2003-hr-m42-chab-ssp-121spec 018053e9 000400 06863

bc2003-hr-m42-chab-ssp-122spec 020256e9 000400 06800

bc2003-hr-m42-chab-ssp-123spec 022727e9 000400 06738

bc2003-hr-m42-chab-ssp-124spec 025500e9 000400 06676

bc2003-hr-m42-chab-ssp-125spec 028612e9 000400 06613

bc2003-hr-m42-chab-ssp-126spec 032103e9 000400 06550

bc2003-hr-m42-chab-ssp-127spec 036020e9 000400 06486

bc2003-hr-m42-chab-ssp-128spec 040415e9 000400 06427

bc2003-hr-m42-chab-ssp-129spec 045347e9 000400 06370

bc2003-hr-m42-chab-ssp-130spec 050880e9 000400 06313

bc2003-hr-m42-chab-ssp-131spec 057088e9 000400 06256

bc2003-hr-m42-chab-ssp-132spec 064054e9 000400 06197

bc2003-hr-m42-chab-ssp-133spec 071870e9 000400 06140

bc2003-hr-m42-chab-ssp-134spec 080640e9 000400 06082

bc2003-hr-m42-chab-ssp-135spec 090479e9 000400 06024

bc2003-hr-m42-chab-ssp-201spec 1500000e9 000400 04919

bc2003-hr-m42-chab-ssp-204spec 1575000e9 000400 04915

bc2003-hr-m42-chab-ssp-214spec 1825000e9 000400 04875

bc2003-hr-m42-chab-ssp-218spec 1925000e9 000400 04872

bc2003-hr-m52-chab-ssp-031spec 000166e9 000800 10000

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52 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-032spec 000174e9 000800 10000

bc2003-hr-m52-chab-ssp-034spec 000191e9 000800 10000

bc2003-hr-m52-chab-ssp-051spec 000417e9 000800 09645

bc2003-hr-m52-chab-ssp-052spec 000437e9 000800 09599

bc2003-hr-m52-chab-ssp-054spec 000479e9 000800 09496

bc2003-hr-m52-chab-ssp-055spec 000501e9 000800 09443

bc2003-hr-m52-chab-ssp-070spec 001000e9 000800 08827

bc2003-hr-m52-chab-ssp-073spec 001148e9 000800 08725

bc2003-hr-m52-chab-ssp-074spec 001202e9 000800 08691

bc2003-hr-m52-chab-ssp-075spec 001259e9 000800 08657

bc2003-hr-m52-chab-ssp-076spec 001318e9 000800 08622

bc2003-hr-m52-chab-ssp-077spec 001380e9 000800 08587

bc2003-hr-m52-chab-ssp-078spec 001445e9 000800 08552

bc2003-hr-m52-chab-ssp-079spec 001514e9 000800 08517

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bc2003-hr-m52-chab-ssp-122spec 020256e9 000800 06838

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53 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-123spec 022727e9 000800 06781

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bc2003-hr-m62-chab-ssp-075spec 001259e9 002000 08572

bc2003-hr-m62-chab-ssp-076spec 001318e9 002000 08535

bc2003-hr-m62-chab-ssp-077spec 001380e9 002000 08503

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54 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-078spec 001445e9 002000 08472

bc2003-hr-m62-chab-ssp-079spec 001514e9 002000 08440

bc2003-hr-m62-chab-ssp-081spec 001660e9 002000 08375

bc2003-hr-m62-chab-ssp-082spec 001738e9 002000 08342

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bc2003-hr-m62-chab-ssp-087spec 002188e9 002000 08189

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bc2003-hr-m62-chab-ssp-113spec 007187e9 002000 07429

bc2003-hr-m62-chab-ssp-114spec 008064e9 002000 07360

bc2003-hr-m62-chab-ssp-115spec 009048e9 002000 07291

bc2003-hr-m62-chab-ssp-116spec 010152e9 002000 07221

bc2003-hr-m62-chab-ssp-117spec 011391e9 002000 07150

bc2003-hr-m62-chab-ssp-118spec 012780e9 002000 07093

bc2003-hr-m62-chab-ssp-119spec 014340e9 002000 07036

bc2003-hr-m62-chab-ssp-120spec 016090e9 002000 06978

bc2003-hr-m62-chab-ssp-121spec 018053e9 002000 06920

bc2003-hr-m62-chab-ssp-122spec 020256e9 002000 06862

bc2003-hr-m62-chab-ssp-123spec 022727e9 002000 06808

bc2003-hr-m62-chab-ssp-124spec 025500e9 002000 06754

bc2003-hr-m62-chab-ssp-125spec 028612e9 002000 06700

bc2003-hr-m62-chab-ssp-126spec 032103e9 002000 06646

bc2003-hr-m62-chab-ssp-127spec 036020e9 002000 06592

bc2003-hr-m62-chab-ssp-128spec 040415e9 002000 06538

bc2003-hr-m62-chab-ssp-129spec 045347e9 002000 06484

bc2003-hr-m62-chab-ssp-130spec 050880e9 002000 06430

bc2003-hr-m62-chab-ssp-131spec 057088e9 002000 06376

bc2003-hr-m62-chab-ssp-132spec 064054e9 002000 06322

bc2003-hr-m62-chab-ssp-133spec 071870e9 002000 06265

bc2003-hr-m62-chab-ssp-134spec 080640e9 002000 06209

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bc2003-hr-m62-chab-ssp-201spec 1500000e9 002000 04999

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55 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-204spec 1575000e9 002000 04991

bc2003-hr-m62-chab-ssp-214spec 1825000e9 002000 04946

bc2003-hr-m62-chab-ssp-218spec 1925000e9 002000 04941

bc2003-hr-m72-chab-ssp-031spec 000166e9 005000 09918

bc2003-hr-m72-chab-ssp-032spec 000174e9 005000 09933

bc2003-hr-m72-chab-ssp-034spec 000191e9 005000 09890

bc2003-hr-m72-chab-ssp-051spec 000417e9 005000 09299

bc2003-hr-m72-chab-ssp-052spec 000437e9 005000 09260

bc2003-hr-m72-chab-ssp-054spec 000479e9 005000 09186

bc2003-hr-m72-chab-ssp-055spec 000501e9 005000 09147

bc2003-hr-m72-chab-ssp-070spec 001000e9 005000 08524

bc2003-hr-m72-chab-ssp-071spec 001047e9 005000 08491

bc2003-hr-m72-chab-ssp-072spec 001096e9 005000 08459

bc2003-hr-m72-chab-ssp-073spec 001148e9 005000 08427

bc2003-hr-m72-chab-ssp-074spec 001202e9 005000 08393

bc2003-hr-m72-chab-ssp-075spec 001259e9 005000 08360

bc2003-hr-m72-chab-ssp-076spec 001318e9 005000 08326

bc2003-hr-m72-chab-ssp-077spec 001380e9 005000 08292

bc2003-hr-m72-chab-ssp-078spec 001445e9 005000 08262

bc2003-hr-m72-chab-ssp-079spec 001514e9 005000 08233

bc2003-hr-m72-chab-ssp-081spec 001660e9 005000 08174

bc2003-hr-m72-chab-ssp-082spec 001738e9 005000 08143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-084spec 001905e9 005000 08081

bc2003-hr-m72-chab-ssp-087spec 002188e9 005000 07990

bc2003-hr-m72-chab-ssp-088spec 002291e9 005000 07958

bc2003-hr-m72-chab-ssp-112spec 006405e9 005000 07345

bc2003-hr-m72-chab-ssp-113spec 007187e9 005000 07278

bc2003-hr-m72-chab-ssp-114spec 008064e9 005000 07211

bc2003-hr-m72-chab-ssp-115spec 009048e9 005000 07144

bc2003-hr-m72-chab-ssp-116spec 010152e9 005000 07092

bc2003-hr-m72-chab-ssp-117spec 011391e9 005000 07039

bc2003-hr-m72-chab-ssp-118spec 012780e9 005000 06985

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56 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m72-chab-ssp-119spec 014340e9 005000 06930

bc2003-hr-m72-chab-ssp-120spec 016090e9 005000 06876

bc2003-hr-m72-chab-ssp-121spec 018053e9 005000 06823

bc2003-hr-m72-chab-ssp-122spec 020256e9 005000 06771

bc2003-hr-m72-chab-ssp-123spec 022727e9 005000 06720

bc2003-hr-m72-chab-ssp-124spec 025500e9 005000 06669

bc2003-hr-m72-chab-ssp-125spec 028612e9 005000 06618

bc2003-hr-m72-chab-ssp-126spec 032103e9 005000 06566

bc2003-hr-m72-chab-ssp-127spec 036020e9 005000 06514

bc2003-hr-m72-chab-ssp-128spec 040415e9 005000 06461

bc2003-hr-m72-chab-ssp-129spec 045347e9 005000 06410

bc2003-hr-m72-chab-ssp-130spec 050880e9 005000 06356

bc2003-hr-m72-chab-ssp-131spec 057088e9 005000 06302

bc2003-hr-m72-chab-ssp-132spec 064054e9 005000 06253

bc2003-hr-m72-chab-ssp-133spec 071870e9 005000 06196

bc2003-hr-m72-chab-ssp-134spec 080640e9 005000 06143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-135spec 090479e9 005000 06088

bc2003-hr-m72-chab-ssp-201spec 1500000e9 005000 04972

bc2003-hr-m72-chab-ssp-204spec 1575000e9 005000 04960

bc2003-hr-m72-chab-ssp-214spec 1825000e9 005000 04924

bc2003-hr-m72-chab-ssp-218spec 1925000e9 005000 04908

Cuadro 71 Base N

57 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

3416 3436 [Ne v] 34260

3718 3735 [O II] 37260

3720 3737 [O II] 37288

3796 3802 H10 37979

3833 3841 H90 38354

3862 3871 [Ne III] 38691

3882 3891 H8 HeI 38890

3961 3973 [Ne III] 39678

3961 3974 Hε 39701

4024 4030 He I 40262

4067 4070 [S II] 40686

4095 4107 Hδ 41017

4332 4346 Hγ 43405

4469 4475 He I 44715

4854 4868 Hβ 48613

4947 4968 [O III] 49589

4998 5019 [O III] 50068

5009 5022 He I 50157

5156 5164 [Fe VII] 51584

5193 5202 [N I] 51991

5267 5274 [Fe III] 52704

5868 5883 He I 58756

6296 6303 [O I] 63003

6303 6315 [S III] 63121

6355 6372 [O I] 63638

6538 6591 [N II] 65480

6547 6576 Hα 65628

6575 6591 [N II] 65835

6667 6681 He I 66782

6710 6743 [S II] 67164

6718 6743 [S II] 67308

7061 7072 He I 70652

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58 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

7125 7142 [Ar III] 71358

7315 7329 [O II] 73195

7320 7335 [O II] 73302

6845 6945 BC03 lowastlowast7165 7210 BC03 lowastlowast7550 7725 BC03 lowastlowast5880 5906 NaD 5890 lowast lowast lowast9059 9079 [S III] 90690

lowast Lınea de emision

lowastlowast Region en la problematica Bruzual y Charlot (2003)

lowast lowast lowast Absorcion del medio interestelar en 5896A

Cuadro 72 Mascara General desarrollada por NataliaVale Asari (2005) para Starlight

59 Marıa E Rojas A

  • Acroacutenimos
  • Introduccioacuten
  • Fundamentos de Espectroscopiacutea
    • Fundamentos
    • Espectros Astrofiacutesicos
    • Nuacutecleos Activos de Galaxias
      • Sistema NGC6240
      • Sistema NGC6240
      • Coacutedigo de Siacutentesis Espectral
        • Modelo Fiacutesico - Matemaacutetico
        • Modelo Computacional
        • Bases Espectrales
          • Construccioacuten de una Poblacioacuten Estelar Simple (SSPs)
          • Modelos de Poblaciones Estelares Simples
              • Extraccioacuten y Anaacutelisis de Espectros
                • Reduccioacuten
                • Caracterizacioacuten
                  • Espectroscopiacutea Sinteacutetica
                    • Siacutentesis espectral
                    • Sustraccioacuten espectral
                    • Caracterizacioacuten espectral
                      • Clasificacioacuten de NGC6240
                        • Propiedades fiacutesicas de NGC6240
                          • Conclusiones
                            • Bibliografiacutea
                              • Anexos
Page 46: Espectroscop a estelar sint etica, aplicaciones astrof sicas · con modelos estelares que siguen una l nea de tiempo, producidos por la combinacion de bibliotecas de evolucion estelar,

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2 s

-1Å-

1 ]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

ObservadoSinteacutetico

Figura 52 Ajuste espectral sintetico (trazo rojo) de la formacion estelar observada en lazona espectral IV de NGC6240 (trazo negro)

51 SINTESIS ESPECTRAL 36 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

52 Sustraccion espectral

Un vez definida la formacion estelar de cada una de la zonas espectrales se realizo unasustraccion de la formacion estelar asociada a cada zona con el fin de descontaminar elespectro de emision del nucleo activo filtrando ası un espectro de mejores caracterısticasel cual es posible observar en el trazo azul de las figuras 53 y 54

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 53 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral I de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral I de NGC6240 (negro)obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z(b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 37 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 54 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral VI de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral IV de NGC6240(negro) obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Zy 25Z (b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 38 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

53 Caracterizacion espectral

Cada uno de los espectros se caracterizo con la identificacion de todas las lıneas de emisionpresentes en ellas una vez realizada la sustraccion mediante un ajuste de tipo gaussianodefinido en un continuo aleatorio en el software LINER siendo posible obtener el centrode lınea el ancho total a la mitad de la altura (FWHM) y el flujo total visualizados enlas tablas 53 y 53 para las zonas I y IV respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259714 145056 273839 953139

H11 3770630 37686479 440904 425545 149716

H10 3797898 37960681 401993 326624 112110

H9 3835384 38334482 367421 376538 124836

[Ne III] 3868760 38685388 179806 168928 541474

K Ca-II lowast 3933000 39294148 131932 -206818 -623528

H Ca-II 3968000 39691155 446669 468596 135456

He I 4026000 40263750 264590 900988 244257

[S II] 4068600 40721025 240745 173767 446216

Hδ 4101740 40978579 169919 276703 688289

Hγ 4340471 43382275 130266 353231 612874

Hβ 4861300 48594336 151258 -677140 792772

[O III] 4958900 49571484 182238 -129678 227669

[O III] 5006840 50056445 189935 -360470 737521

Fe II 5197570 51990830 217043 -909013 291244

[O I] 6300304 62998164 236848 -365105 644235

[O I] 6363776 63634268 280102 -542065 239085

[NII] 6548050 65466426 250518 -330128 652055

Hα 6562819 65614375 250518 -114643 186725

[N II] 6583460 65836201 250518 -195511 214778

[S II] 6716440 67192485 222886 -472177 102774

[S II] 6730810 67358408 222886 -280570 502474lowast Lınea de absorcion

Cuadro 52 Lıneas de Emision Zona I de NGC6240

531 Clasificacion de NGC6240

Para clasificar a NGC6240 entre los tipos de nucleo activo descritos en la literatura seutilizo las razones de flujo para la ubicacion de este sistema en el diagrama BPT (Bald-win Phillips amp Terlevich 1981) descrito en Cid Fernandes et al (2010) como la mejorseparacion entre galaxias tipo Seyfert LINER y de formacion estelar fuerte mediante la

53 CARACTERIZACION ESPECTRAL 39 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[ O I] 3726032 37296033 143969 -221934 787713

[Ne III] 3868760 38706140 118089 -233171 399531

K Ca-II lowast 3933000 39330952 120923 341232 -383848

S II 4076349 40792864 693475 913706 854107

Hδ 4101742 41004019 936462 679737 301683

Fe II lowast 4303176 43052456 192020 -119689 -283858

Hγ 4340471 43394087 100879 155567 419237

Hβ 4861300 48617803 144197 -647377 680787

[O III] 4958900 49606152 172003 -194691 316305

[O III] 5006840 50090156 161854 -479744 914152

[O I] 6300304 63029087 178476 -155210 621454

[O I] 6363776 63667563 189027 334244 199334

[N II] 6548050 65512285 184697 -152528 896611

Hα 6562819 65665557 184697 -1004495E+06 173249

[N II ] 6583460 65869326 184697 711567 217207

[S II] 6716440 67182754 122346 -459232 516263

[S II] 6730810 67316655 212515 -152349 100130lowast Lınea de absorcion

Cuadro 53 Lıneas de Emision Zona IV de NGC6240

relacion de los flujos de las lıneas de emision de Hα Hβ [NII]λ6584 y [OIII]λ5007 enlog([NII]λ6584 Hα) y log([OIII]λ5007Hβ) que para el caso de la region VI es

log([NII]λ6584 Hα) =020

y

log([OIII]λ5007 Hβ) =-028

lo que ubica a NGC6240 en el diagrama BPT dentro de las galaxia tipo LINER en con-cordancia con el catalogo de Veron-Cetty de (2006)

54 Propiedades fısicas de NGC6240

Los parametros derivados del mejor modelo de la sıntesis permiten adicionalmente calcu-lar y encontrar algunas propiedades fısicas de la galaxia tabla 54 A partir de cada unode estos parametros fue posible asociar las siguientes propiedades

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 40 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Parametro Definicion Zona I Zona IV

[summinus of minus xj( )] Vector de poblacion estelar 9422336 9897032

[Miniminus tot] Fraccion de masa 846570E+02 706677E+03

[Mcor minus tot] Logaritmo de la masa estelar [M] 613714E+02 363687E+03

[v0minusmin(kms)] -11323 -13292

[vdminusmin(kms)] 4700 8439

[AV minusmin(mag)] Atenuacion del polvo [magnitud] -10000 -10000

Cuadro 54 Calidad del ajuste de Starlight

Zona OSP IPS YPS

I 0 176488 765745

IV 06582 355544 614753

Cuadro 55 Porcentaje de formacion estelar sintetica de NGC6240 poblacion estelar joven(YSPs) t le 0 1 Giga anos poblacion estelar con edad intermedia (ISP) 0 1 lt tISP le 2Giga anos la poblacion estelar con edad superior (OSP) 125 Giga ano Rodrıguez ZaurınJ et al (2008)

EdadLa interpretacion del termino [summinus of minus xj( )] vector poblacion xj discutido enla seccion 31 permitio clasificar la poblacion estelar sintetica en i poblacion estelarjoven (YSPs) con componentes estelares de edad t le 0 1 Giga ano ii poblacionestelar con edad intermedia (ISP) con componentes de edad entre 0 1 lt tISP le 2Giga ano y iii poblacion estelar con edad superior (OSP) con componentes de edadmayor que 12 5 Giga ano Rodrıguez Zaurın J et al (2008) Es entonces como alrealizar un tabulacion de este vector en la sıntesis de NGC6240 se puede concluirque mas del 60 de la poblacion estelar corresponde a poblacion estelar joven elporcentaje de cada componente segun la zona se especifica en la cuadro 55

MetalicidadEl porcentaje de las metalicidades empleadas para reproducir el sistema NGC6240fueron tabulados en el cuadro 56 Se puede concluir que existe una contribucion depoblacion estelar de tipo frıo K o M ya que la metalicidad de este tipo de poblacioneses aproximadamente cero mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para lazona IV pertenecen a poblaciones mas calientes de tipo espectral O y M

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 41 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Zona 02Z( ) 04Z( ) 1Z( ) 25Z( )

I 219 3618 5583 00002

IV 1289 4501 4105 0

Cuadro 56 Porcentaje de la metalicidad media en la sıntesis de NGC6240

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 42 Marıa E Rojas A

CAPITULO 6

Conclusiones

Del mapeo de la galaxia NGC 6240 se logro extraer un espectro de buenas caracte-rısticas correspondiente a las zonas I y IV las cuales responden a las zonas espacialesde los nucleos de la galaxia mientras que para las demas zonas es necesario aunrealizar algunas reducciones con mayor detalle para lograr ası eliminar el alto ruidopresente en los espectros

Sobre los espectros espacialmente definidos se realizo una extraccion que permitioidentificar las lıneas de emision y absorcion presente en la zonas I y IV

Con base en la combinacion de las bases de poblaciones estelares de Bruzual GCharlot S (2003) se construyo un espectro sintetico de buenas caracterısticas conla ejecucion de Spectral Synthesis Code -Starlight Cid Fernandes R (2005) en laszonas I y IV

Se realizo una sustraccion entre el espectro observado y el espectro sintetico a fin deeliminar la componente de absorcion asociada con la formacion estelar reproducidacon el espectro sintetico obtenido dando origen a una tabla de flujos reales de lıneasde emision que no habıan sido posible medir debido a la superposicion de las lıneasde absorcion asociadas a la actividad de formacion estelar de la galaxia huesped

La poblacion estelar presente en el espectro sintetico de NGC 6240 segun la literaturade Rodrıguez Zaurın J (2008) es una poblacion estelar joven con edades entret le 0 1 Giga ano con un porcentaje del 765745 en la zona I y 614753 enla zona IV La poblacion estelar con edad intermedia entre 0 1 lt tISP le 2 Gigaano presentan un porcentaje mas bajo del 176488 y 355544 en las zonas I yIV respectivamente Mientras que la poblacion estelar mayor de 125 Giga ano notienen asociado ningun porcentaje en la contribucion del espectro sintetico

43

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Existe una poca contribucion de poblacion estelar de tipo frıo K o M en NGC6240ya que la metalicidad de este tipo de poblaciones es aproximadamente cero en lasıntesis espectral mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para la zona IVpertenecen a poblaciones jovenes de tipo espectral O y M

44 Marıa E Rojas A

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45

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CAPITULO 7

Anexos

SSP Edad [anos] Z Mstar

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Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

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bc2003-hr-m72-chab-ssp-115spec 009048e9 005000 07144

bc2003-hr-m72-chab-ssp-116spec 010152e9 005000 07092

bc2003-hr-m72-chab-ssp-117spec 011391e9 005000 07039

bc2003-hr-m72-chab-ssp-118spec 012780e9 005000 06985

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56 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m72-chab-ssp-119spec 014340e9 005000 06930

bc2003-hr-m72-chab-ssp-120spec 016090e9 005000 06876

bc2003-hr-m72-chab-ssp-121spec 018053e9 005000 06823

bc2003-hr-m72-chab-ssp-122spec 020256e9 005000 06771

bc2003-hr-m72-chab-ssp-123spec 022727e9 005000 06720

bc2003-hr-m72-chab-ssp-124spec 025500e9 005000 06669

bc2003-hr-m72-chab-ssp-125spec 028612e9 005000 06618

bc2003-hr-m72-chab-ssp-126spec 032103e9 005000 06566

bc2003-hr-m72-chab-ssp-127spec 036020e9 005000 06514

bc2003-hr-m72-chab-ssp-128spec 040415e9 005000 06461

bc2003-hr-m72-chab-ssp-129spec 045347e9 005000 06410

bc2003-hr-m72-chab-ssp-130spec 050880e9 005000 06356

bc2003-hr-m72-chab-ssp-131spec 057088e9 005000 06302

bc2003-hr-m72-chab-ssp-132spec 064054e9 005000 06253

bc2003-hr-m72-chab-ssp-133spec 071870e9 005000 06196

bc2003-hr-m72-chab-ssp-134spec 080640e9 005000 06143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-135spec 090479e9 005000 06088

bc2003-hr-m72-chab-ssp-201spec 1500000e9 005000 04972

bc2003-hr-m72-chab-ssp-204spec 1575000e9 005000 04960

bc2003-hr-m72-chab-ssp-214spec 1825000e9 005000 04924

bc2003-hr-m72-chab-ssp-218spec 1925000e9 005000 04908

Cuadro 71 Base N

57 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

3416 3436 [Ne v] 34260

3718 3735 [O II] 37260

3720 3737 [O II] 37288

3796 3802 H10 37979

3833 3841 H90 38354

3862 3871 [Ne III] 38691

3882 3891 H8 HeI 38890

3961 3973 [Ne III] 39678

3961 3974 Hε 39701

4024 4030 He I 40262

4067 4070 [S II] 40686

4095 4107 Hδ 41017

4332 4346 Hγ 43405

4469 4475 He I 44715

4854 4868 Hβ 48613

4947 4968 [O III] 49589

4998 5019 [O III] 50068

5009 5022 He I 50157

5156 5164 [Fe VII] 51584

5193 5202 [N I] 51991

5267 5274 [Fe III] 52704

5868 5883 He I 58756

6296 6303 [O I] 63003

6303 6315 [S III] 63121

6355 6372 [O I] 63638

6538 6591 [N II] 65480

6547 6576 Hα 65628

6575 6591 [N II] 65835

6667 6681 He I 66782

6710 6743 [S II] 67164

6718 6743 [S II] 67308

7061 7072 He I 70652

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58 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

7125 7142 [Ar III] 71358

7315 7329 [O II] 73195

7320 7335 [O II] 73302

6845 6945 BC03 lowastlowast7165 7210 BC03 lowastlowast7550 7725 BC03 lowastlowast5880 5906 NaD 5890 lowast lowast lowast9059 9079 [S III] 90690

lowast Lınea de emision

lowastlowast Region en la problematica Bruzual y Charlot (2003)

lowast lowast lowast Absorcion del medio interestelar en 5896A

Cuadro 72 Mascara General desarrollada por NataliaVale Asari (2005) para Starlight

59 Marıa E Rojas A

  • Acroacutenimos
  • Introduccioacuten
  • Fundamentos de Espectroscopiacutea
    • Fundamentos
    • Espectros Astrofiacutesicos
    • Nuacutecleos Activos de Galaxias
      • Sistema NGC6240
      • Sistema NGC6240
      • Coacutedigo de Siacutentesis Espectral
        • Modelo Fiacutesico - Matemaacutetico
        • Modelo Computacional
        • Bases Espectrales
          • Construccioacuten de una Poblacioacuten Estelar Simple (SSPs)
          • Modelos de Poblaciones Estelares Simples
              • Extraccioacuten y Anaacutelisis de Espectros
                • Reduccioacuten
                • Caracterizacioacuten
                  • Espectroscopiacutea Sinteacutetica
                    • Siacutentesis espectral
                    • Sustraccioacuten espectral
                    • Caracterizacioacuten espectral
                      • Clasificacioacuten de NGC6240
                        • Propiedades fiacutesicas de NGC6240
                          • Conclusiones
                            • Bibliografiacutea
                              • Anexos
Page 47: Espectroscop a estelar sint etica, aplicaciones astrof sicas · con modelos estelares que siguen una l nea de tiempo, producidos por la combinacion de bibliotecas de evolucion estelar,

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

52 Sustraccion espectral

Un vez definida la formacion estelar de cada una de la zonas espectrales se realizo unasustraccion de la formacion estelar asociada a cada zona con el fin de descontaminar elespectro de emision del nucleo activo filtrando ası un espectro de mejores caracterısticasel cual es posible observar en el trazo azul de las figuras 53 y 54

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

Observado Sinteacutetico

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å] 4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 53 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral I de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral I de NGC6240 (negro)obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Z y 25Z(b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 37 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 54 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral VI de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral IV de NGC6240(negro) obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Zy 25Z (b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 38 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

53 Caracterizacion espectral

Cada uno de los espectros se caracterizo con la identificacion de todas las lıneas de emisionpresentes en ellas una vez realizada la sustraccion mediante un ajuste de tipo gaussianodefinido en un continuo aleatorio en el software LINER siendo posible obtener el centrode lınea el ancho total a la mitad de la altura (FWHM) y el flujo total visualizados enlas tablas 53 y 53 para las zonas I y IV respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259714 145056 273839 953139

H11 3770630 37686479 440904 425545 149716

H10 3797898 37960681 401993 326624 112110

H9 3835384 38334482 367421 376538 124836

[Ne III] 3868760 38685388 179806 168928 541474

K Ca-II lowast 3933000 39294148 131932 -206818 -623528

H Ca-II 3968000 39691155 446669 468596 135456

He I 4026000 40263750 264590 900988 244257

[S II] 4068600 40721025 240745 173767 446216

Hδ 4101740 40978579 169919 276703 688289

Hγ 4340471 43382275 130266 353231 612874

Hβ 4861300 48594336 151258 -677140 792772

[O III] 4958900 49571484 182238 -129678 227669

[O III] 5006840 50056445 189935 -360470 737521

Fe II 5197570 51990830 217043 -909013 291244

[O I] 6300304 62998164 236848 -365105 644235

[O I] 6363776 63634268 280102 -542065 239085

[NII] 6548050 65466426 250518 -330128 652055

Hα 6562819 65614375 250518 -114643 186725

[N II] 6583460 65836201 250518 -195511 214778

[S II] 6716440 67192485 222886 -472177 102774

[S II] 6730810 67358408 222886 -280570 502474lowast Lınea de absorcion

Cuadro 52 Lıneas de Emision Zona I de NGC6240

531 Clasificacion de NGC6240

Para clasificar a NGC6240 entre los tipos de nucleo activo descritos en la literatura seutilizo las razones de flujo para la ubicacion de este sistema en el diagrama BPT (Bald-win Phillips amp Terlevich 1981) descrito en Cid Fernandes et al (2010) como la mejorseparacion entre galaxias tipo Seyfert LINER y de formacion estelar fuerte mediante la

53 CARACTERIZACION ESPECTRAL 39 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[ O I] 3726032 37296033 143969 -221934 787713

[Ne III] 3868760 38706140 118089 -233171 399531

K Ca-II lowast 3933000 39330952 120923 341232 -383848

S II 4076349 40792864 693475 913706 854107

Hδ 4101742 41004019 936462 679737 301683

Fe II lowast 4303176 43052456 192020 -119689 -283858

Hγ 4340471 43394087 100879 155567 419237

Hβ 4861300 48617803 144197 -647377 680787

[O III] 4958900 49606152 172003 -194691 316305

[O III] 5006840 50090156 161854 -479744 914152

[O I] 6300304 63029087 178476 -155210 621454

[O I] 6363776 63667563 189027 334244 199334

[N II] 6548050 65512285 184697 -152528 896611

Hα 6562819 65665557 184697 -1004495E+06 173249

[N II ] 6583460 65869326 184697 711567 217207

[S II] 6716440 67182754 122346 -459232 516263

[S II] 6730810 67316655 212515 -152349 100130lowast Lınea de absorcion

Cuadro 53 Lıneas de Emision Zona IV de NGC6240

relacion de los flujos de las lıneas de emision de Hα Hβ [NII]λ6584 y [OIII]λ5007 enlog([NII]λ6584 Hα) y log([OIII]λ5007Hβ) que para el caso de la region VI es

log([NII]λ6584 Hα) =020

y

log([OIII]λ5007 Hβ) =-028

lo que ubica a NGC6240 en el diagrama BPT dentro de las galaxia tipo LINER en con-cordancia con el catalogo de Veron-Cetty de (2006)

54 Propiedades fısicas de NGC6240

Los parametros derivados del mejor modelo de la sıntesis permiten adicionalmente calcu-lar y encontrar algunas propiedades fısicas de la galaxia tabla 54 A partir de cada unode estos parametros fue posible asociar las siguientes propiedades

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 40 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Parametro Definicion Zona I Zona IV

[summinus of minus xj( )] Vector de poblacion estelar 9422336 9897032

[Miniminus tot] Fraccion de masa 846570E+02 706677E+03

[Mcor minus tot] Logaritmo de la masa estelar [M] 613714E+02 363687E+03

[v0minusmin(kms)] -11323 -13292

[vdminusmin(kms)] 4700 8439

[AV minusmin(mag)] Atenuacion del polvo [magnitud] -10000 -10000

Cuadro 54 Calidad del ajuste de Starlight

Zona OSP IPS YPS

I 0 176488 765745

IV 06582 355544 614753

Cuadro 55 Porcentaje de formacion estelar sintetica de NGC6240 poblacion estelar joven(YSPs) t le 0 1 Giga anos poblacion estelar con edad intermedia (ISP) 0 1 lt tISP le 2Giga anos la poblacion estelar con edad superior (OSP) 125 Giga ano Rodrıguez ZaurınJ et al (2008)

EdadLa interpretacion del termino [summinus of minus xj( )] vector poblacion xj discutido enla seccion 31 permitio clasificar la poblacion estelar sintetica en i poblacion estelarjoven (YSPs) con componentes estelares de edad t le 0 1 Giga ano ii poblacionestelar con edad intermedia (ISP) con componentes de edad entre 0 1 lt tISP le 2Giga ano y iii poblacion estelar con edad superior (OSP) con componentes de edadmayor que 12 5 Giga ano Rodrıguez Zaurın J et al (2008) Es entonces como alrealizar un tabulacion de este vector en la sıntesis de NGC6240 se puede concluirque mas del 60 de la poblacion estelar corresponde a poblacion estelar joven elporcentaje de cada componente segun la zona se especifica en la cuadro 55

MetalicidadEl porcentaje de las metalicidades empleadas para reproducir el sistema NGC6240fueron tabulados en el cuadro 56 Se puede concluir que existe una contribucion depoblacion estelar de tipo frıo K o M ya que la metalicidad de este tipo de poblacioneses aproximadamente cero mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para lazona IV pertenecen a poblaciones mas calientes de tipo espectral O y M

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 41 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Zona 02Z( ) 04Z( ) 1Z( ) 25Z( )

I 219 3618 5583 00002

IV 1289 4501 4105 0

Cuadro 56 Porcentaje de la metalicidad media en la sıntesis de NGC6240

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 42 Marıa E Rojas A

CAPITULO 6

Conclusiones

Del mapeo de la galaxia NGC 6240 se logro extraer un espectro de buenas caracte-rısticas correspondiente a las zonas I y IV las cuales responden a las zonas espacialesde los nucleos de la galaxia mientras que para las demas zonas es necesario aunrealizar algunas reducciones con mayor detalle para lograr ası eliminar el alto ruidopresente en los espectros

Sobre los espectros espacialmente definidos se realizo una extraccion que permitioidentificar las lıneas de emision y absorcion presente en la zonas I y IV

Con base en la combinacion de las bases de poblaciones estelares de Bruzual GCharlot S (2003) se construyo un espectro sintetico de buenas caracterısticas conla ejecucion de Spectral Synthesis Code -Starlight Cid Fernandes R (2005) en laszonas I y IV

Se realizo una sustraccion entre el espectro observado y el espectro sintetico a fin deeliminar la componente de absorcion asociada con la formacion estelar reproducidacon el espectro sintetico obtenido dando origen a una tabla de flujos reales de lıneasde emision que no habıan sido posible medir debido a la superposicion de las lıneasde absorcion asociadas a la actividad de formacion estelar de la galaxia huesped

La poblacion estelar presente en el espectro sintetico de NGC 6240 segun la literaturade Rodrıguez Zaurın J (2008) es una poblacion estelar joven con edades entret le 0 1 Giga ano con un porcentaje del 765745 en la zona I y 614753 enla zona IV La poblacion estelar con edad intermedia entre 0 1 lt tISP le 2 Gigaano presentan un porcentaje mas bajo del 176488 y 355544 en las zonas I yIV respectivamente Mientras que la poblacion estelar mayor de 125 Giga ano notienen asociado ningun porcentaje en la contribucion del espectro sintetico

43

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Existe una poca contribucion de poblacion estelar de tipo frıo K o M en NGC6240ya que la metalicidad de este tipo de poblaciones es aproximadamente cero en lasıntesis espectral mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para la zona IVpertenecen a poblaciones jovenes de tipo espectral O y M

44 Marıa E Rojas A

Bibliografıa

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45

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

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BIBLIOGRAFIA 50 Marıa E Rojas A

CAPITULO 7

Anexos

SSP Edad [anos] Z Mstar

bc2003-hr-m42-chab-ssp-032spec 000174e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-034spec 000191e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-051spec 000417e9 000400 09666

bc2003-hr-m42-chab-ssp-052spec 000437e9 000400 09622

bc2003-hr-m42-chab-ssp-053spec 000457e9 000400 09579

bc2003-hr-m42-chab-ssp-054spec 000479e9 000400 09534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-055spec 000501e9 000400 09488

bc2003-hr-m42-chab-ssp-070spec 001000e9 000400 08862

bc2003-hr-m42-chab-ssp-073spec 001148e9 000400 08752

bc2003-hr-m42-chab-ssp-074spec 001202e9 000400 08716

bc2003-hr-m42-chab-ssp-075spec 001259e9 000400 08680

bc2003-hr-m42-chab-ssp-076spec 001318e9 000400 08644

bc2003-hr-m42-chab-ssp-077spec 001380e9 000400 08608

bc2003-hr-m42-chab-ssp-078spec 001445e9 000400 08571

bc2003-hr-m42-chab-ssp-079spec 001514e9 000400 08534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-080spec 001585e9 000400 08501

bc2003-hr-m42-chab-ssp-081spec 001660e9 000400 08469

bc2003-hr-m42-chab-ssp-082spec 001738e9 000400 08436

Continua en la pagina siguiente

51

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m42-chab-ssp-084spec 001905e9 000400 08369

bc2003-hr-m42-chab-ssp-087spec 002188e9 000400 08269

bc2003-hr-m42-chab-ssp-088spec 002291e9 000400 08237

bc2003-hr-m42-chab-ssp-112spec 006405e9 000400 07525

bc2003-hr-m42-chab-ssp-113spec 007187e9 000400 07446

bc2003-hr-m42-chab-ssp-114spec 008064e9 000400 07366

bc2003-hr-m42-chab-ssp-115spec 009048e9 000400 07287

bc2003-hr-m42-chab-ssp-116spec 010152e9 000400 07207

bc2003-hr-m42-chab-ssp-117spec 011391e9 000400 07130

bc2003-hr-m42-chab-ssp-118spec 012780e9 000400 07064

bc2003-hr-m42-chab-ssp-119spec 014340e9 000400 06997

bc2003-hr-m42-chab-ssp-120spec 016090e9 000400 06930

bc2003-hr-m42-chab-ssp-121spec 018053e9 000400 06863

bc2003-hr-m42-chab-ssp-122spec 020256e9 000400 06800

bc2003-hr-m42-chab-ssp-123spec 022727e9 000400 06738

bc2003-hr-m42-chab-ssp-124spec 025500e9 000400 06676

bc2003-hr-m42-chab-ssp-125spec 028612e9 000400 06613

bc2003-hr-m42-chab-ssp-126spec 032103e9 000400 06550

bc2003-hr-m42-chab-ssp-127spec 036020e9 000400 06486

bc2003-hr-m42-chab-ssp-128spec 040415e9 000400 06427

bc2003-hr-m42-chab-ssp-129spec 045347e9 000400 06370

bc2003-hr-m42-chab-ssp-130spec 050880e9 000400 06313

bc2003-hr-m42-chab-ssp-131spec 057088e9 000400 06256

bc2003-hr-m42-chab-ssp-132spec 064054e9 000400 06197

bc2003-hr-m42-chab-ssp-133spec 071870e9 000400 06140

bc2003-hr-m42-chab-ssp-134spec 080640e9 000400 06082

bc2003-hr-m42-chab-ssp-135spec 090479e9 000400 06024

bc2003-hr-m42-chab-ssp-201spec 1500000e9 000400 04919

bc2003-hr-m42-chab-ssp-204spec 1575000e9 000400 04915

bc2003-hr-m42-chab-ssp-214spec 1825000e9 000400 04875

bc2003-hr-m42-chab-ssp-218spec 1925000e9 000400 04872

bc2003-hr-m52-chab-ssp-031spec 000166e9 000800 10000

Continua en la pagina siguiente

52 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-032spec 000174e9 000800 10000

bc2003-hr-m52-chab-ssp-034spec 000191e9 000800 10000

bc2003-hr-m52-chab-ssp-051spec 000417e9 000800 09645

bc2003-hr-m52-chab-ssp-052spec 000437e9 000800 09599

bc2003-hr-m52-chab-ssp-054spec 000479e9 000800 09496

bc2003-hr-m52-chab-ssp-055spec 000501e9 000800 09443

bc2003-hr-m52-chab-ssp-070spec 001000e9 000800 08827

bc2003-hr-m52-chab-ssp-073spec 001148e9 000800 08725

bc2003-hr-m52-chab-ssp-074spec 001202e9 000800 08691

bc2003-hr-m52-chab-ssp-075spec 001259e9 000800 08657

bc2003-hr-m52-chab-ssp-076spec 001318e9 000800 08622

bc2003-hr-m52-chab-ssp-077spec 001380e9 000800 08587

bc2003-hr-m52-chab-ssp-078spec 001445e9 000800 08552

bc2003-hr-m52-chab-ssp-079spec 001514e9 000800 08517

bc2003-hr-m52-chab-ssp-080spec 001585e9 000800 08485

bc2003-hr-m52-chab-ssp-081spec 001660e9 000800 08453

bc2003-hr-m52-chab-ssp-082spec 001738e9 000800 08420

bc2003-hr-m52-chab-ssp-083spec 001820e9 000800 08387

bc2003-hr-m52-chab-ssp-084spec 001905e9 000800 08354

bc2003-hr-m52-chab-ssp-087spec 002188e9 000800 08256

bc2003-hr-m52-chab-ssp-088spec 002291e9 000800 08226

bc2003-hr-m52-chab-ssp-112spec 006405e9 000800 07527

bc2003-hr-m52-chab-ssp-113spec 007187e9 000800 07451

bc2003-hr-m52-chab-ssp-114spec 008064e9 000800 07376

bc2003-hr-m52-chab-ssp-115spec 009048e9 000800 07301

bc2003-hr-m52-chab-ssp-116spec 010152e9 000800 07226

bc2003-hr-m52-chab-ssp-117spec 011391e9 000800 07150

bc2003-hr-m52-chab-ssp-118spec 012780e9 000800 07088

bc2003-hr-m52-chab-ssp-119spec 014340e9 000800 07026

bc2003-hr-m52-chab-ssp-120spec 016090e9 000800 06963

bc2003-hr-m52-chab-ssp-121spec 018053e9 000800 06900

bc2003-hr-m52-chab-ssp-122spec 020256e9 000800 06838

Continua en la pagina siguiente

53 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-123spec 022727e9 000800 06781

bc2003-hr-m52-chab-ssp-124spec 025500e9 000800 06723

bc2003-hr-m52-chab-ssp-125spec 028612e9 000800 06665

bc2003-hr-m52-chab-ssp-126spec 032103e9 000800 06607

bc2003-hr-m52-chab-ssp-127spec 036020e9 000800 06548

bc2003-hr-m52-chab-ssp-128spec 040415e9 000800 06490

bc2003-hr-m52-chab-ssp-129spec 045347e9 000800 06434

bc2003-hr-m52-chab-ssp-130spec 050880e9 000800 06377

bc2003-hr-m52-chab-ssp-131spec 057088e9 000800 06318

bc2003-hr-m52-chab-ssp-132spec 064054e9 000800 06266

bc2003-hr-m52-chab-ssp-133spec 071870e9 000800 06205

bc2003-hr-m52-chab-ssp-134spec 080640e9 000800 06145

bc2003-hr-m52-chab-ssp-135spec 090479e9 000800 06086

bc2003-hr-m52-chab-ssp-201spec 1500000e9 000800 04936

bc2003-hr-m52-chab-ssp-204spec 1575000e9 000800 04935

bc2003-hr-m52-chab-ssp-214spec 1825000e9 000800 04887

bc2003-hr-m52-chab-ssp-218spec 1925000e9 000800 04882

bc2003-hr-m62-chab-ssp-031spec 000166e9 002000 10000

bc2003-hr-m62-chab-ssp-032spec 000174e9 002000 10000

bc2003-hr-m62-chab-ssp-034spec 000191e9 002000 09996

bc2003-hr-m62-chab-ssp-051spec 000417e9 002000 09535

bc2003-hr-m62-chab-ssp-052spec 000437e9 002000 09482

bc2003-hr-m62-chab-ssp-054spec 000479e9 002000 09384

bc2003-hr-m62-chab-ssp-055spec 000501e9 002000 09342

bc2003-hr-m62-chab-ssp-070spec 001000e9 002000 08751

bc2003-hr-m62-chab-ssp-071spec 001047e9 002000 08716

bc2003-hr-m62-chab-ssp-072spec 001096e9 002000 08680

bc2003-hr-m62-chab-ssp-073spec 001148e9 002000 08644

bc2003-hr-m62-chab-ssp-074spec 001202e9 002000 08608

bc2003-hr-m62-chab-ssp-075spec 001259e9 002000 08572

bc2003-hr-m62-chab-ssp-076spec 001318e9 002000 08535

bc2003-hr-m62-chab-ssp-077spec 001380e9 002000 08503

Continua en la pagina siguiente

54 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-078spec 001445e9 002000 08472

bc2003-hr-m62-chab-ssp-079spec 001514e9 002000 08440

bc2003-hr-m62-chab-ssp-081spec 001660e9 002000 08375

bc2003-hr-m62-chab-ssp-082spec 001738e9 002000 08342

bc2003-hr-m62-chab-ssp-084spec 001905e9 002000 08276

bc2003-hr-m62-chab-ssp-087spec 002188e9 002000 08189

bc2003-hr-m62-chab-ssp-088spec 002291e9 002000 08159

bc2003-hr-m62-chab-ssp-112spec 006405e9 002000 07502

bc2003-hr-m62-chab-ssp-113spec 007187e9 002000 07429

bc2003-hr-m62-chab-ssp-114spec 008064e9 002000 07360

bc2003-hr-m62-chab-ssp-115spec 009048e9 002000 07291

bc2003-hr-m62-chab-ssp-116spec 010152e9 002000 07221

bc2003-hr-m62-chab-ssp-117spec 011391e9 002000 07150

bc2003-hr-m62-chab-ssp-118spec 012780e9 002000 07093

bc2003-hr-m62-chab-ssp-119spec 014340e9 002000 07036

bc2003-hr-m62-chab-ssp-120spec 016090e9 002000 06978

bc2003-hr-m62-chab-ssp-121spec 018053e9 002000 06920

bc2003-hr-m62-chab-ssp-122spec 020256e9 002000 06862

bc2003-hr-m62-chab-ssp-123spec 022727e9 002000 06808

bc2003-hr-m62-chab-ssp-124spec 025500e9 002000 06754

bc2003-hr-m62-chab-ssp-125spec 028612e9 002000 06700

bc2003-hr-m62-chab-ssp-126spec 032103e9 002000 06646

bc2003-hr-m62-chab-ssp-127spec 036020e9 002000 06592

bc2003-hr-m62-chab-ssp-128spec 040415e9 002000 06538

bc2003-hr-m62-chab-ssp-129spec 045347e9 002000 06484

bc2003-hr-m62-chab-ssp-130spec 050880e9 002000 06430

bc2003-hr-m62-chab-ssp-131spec 057088e9 002000 06376

bc2003-hr-m62-chab-ssp-132spec 064054e9 002000 06322

bc2003-hr-m62-chab-ssp-133spec 071870e9 002000 06265

bc2003-hr-m62-chab-ssp-134spec 080640e9 002000 06209

bc2003-hr-m62-chab-ssp-135spec 090479e9 002000 06152

bc2003-hr-m62-chab-ssp-201spec 1500000e9 002000 04999

Continua en la pagina siguiente

55 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-204spec 1575000e9 002000 04991

bc2003-hr-m62-chab-ssp-214spec 1825000e9 002000 04946

bc2003-hr-m62-chab-ssp-218spec 1925000e9 002000 04941

bc2003-hr-m72-chab-ssp-031spec 000166e9 005000 09918

bc2003-hr-m72-chab-ssp-032spec 000174e9 005000 09933

bc2003-hr-m72-chab-ssp-034spec 000191e9 005000 09890

bc2003-hr-m72-chab-ssp-051spec 000417e9 005000 09299

bc2003-hr-m72-chab-ssp-052spec 000437e9 005000 09260

bc2003-hr-m72-chab-ssp-054spec 000479e9 005000 09186

bc2003-hr-m72-chab-ssp-055spec 000501e9 005000 09147

bc2003-hr-m72-chab-ssp-070spec 001000e9 005000 08524

bc2003-hr-m72-chab-ssp-071spec 001047e9 005000 08491

bc2003-hr-m72-chab-ssp-072spec 001096e9 005000 08459

bc2003-hr-m72-chab-ssp-073spec 001148e9 005000 08427

bc2003-hr-m72-chab-ssp-074spec 001202e9 005000 08393

bc2003-hr-m72-chab-ssp-075spec 001259e9 005000 08360

bc2003-hr-m72-chab-ssp-076spec 001318e9 005000 08326

bc2003-hr-m72-chab-ssp-077spec 001380e9 005000 08292

bc2003-hr-m72-chab-ssp-078spec 001445e9 005000 08262

bc2003-hr-m72-chab-ssp-079spec 001514e9 005000 08233

bc2003-hr-m72-chab-ssp-081spec 001660e9 005000 08174

bc2003-hr-m72-chab-ssp-082spec 001738e9 005000 08143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-084spec 001905e9 005000 08081

bc2003-hr-m72-chab-ssp-087spec 002188e9 005000 07990

bc2003-hr-m72-chab-ssp-088spec 002291e9 005000 07958

bc2003-hr-m72-chab-ssp-112spec 006405e9 005000 07345

bc2003-hr-m72-chab-ssp-113spec 007187e9 005000 07278

bc2003-hr-m72-chab-ssp-114spec 008064e9 005000 07211

bc2003-hr-m72-chab-ssp-115spec 009048e9 005000 07144

bc2003-hr-m72-chab-ssp-116spec 010152e9 005000 07092

bc2003-hr-m72-chab-ssp-117spec 011391e9 005000 07039

bc2003-hr-m72-chab-ssp-118spec 012780e9 005000 06985

Continua en la pagina siguiente

56 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m72-chab-ssp-119spec 014340e9 005000 06930

bc2003-hr-m72-chab-ssp-120spec 016090e9 005000 06876

bc2003-hr-m72-chab-ssp-121spec 018053e9 005000 06823

bc2003-hr-m72-chab-ssp-122spec 020256e9 005000 06771

bc2003-hr-m72-chab-ssp-123spec 022727e9 005000 06720

bc2003-hr-m72-chab-ssp-124spec 025500e9 005000 06669

bc2003-hr-m72-chab-ssp-125spec 028612e9 005000 06618

bc2003-hr-m72-chab-ssp-126spec 032103e9 005000 06566

bc2003-hr-m72-chab-ssp-127spec 036020e9 005000 06514

bc2003-hr-m72-chab-ssp-128spec 040415e9 005000 06461

bc2003-hr-m72-chab-ssp-129spec 045347e9 005000 06410

bc2003-hr-m72-chab-ssp-130spec 050880e9 005000 06356

bc2003-hr-m72-chab-ssp-131spec 057088e9 005000 06302

bc2003-hr-m72-chab-ssp-132spec 064054e9 005000 06253

bc2003-hr-m72-chab-ssp-133spec 071870e9 005000 06196

bc2003-hr-m72-chab-ssp-134spec 080640e9 005000 06143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-135spec 090479e9 005000 06088

bc2003-hr-m72-chab-ssp-201spec 1500000e9 005000 04972

bc2003-hr-m72-chab-ssp-204spec 1575000e9 005000 04960

bc2003-hr-m72-chab-ssp-214spec 1825000e9 005000 04924

bc2003-hr-m72-chab-ssp-218spec 1925000e9 005000 04908

Cuadro 71 Base N

57 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

3416 3436 [Ne v] 34260

3718 3735 [O II] 37260

3720 3737 [O II] 37288

3796 3802 H10 37979

3833 3841 H90 38354

3862 3871 [Ne III] 38691

3882 3891 H8 HeI 38890

3961 3973 [Ne III] 39678

3961 3974 Hε 39701

4024 4030 He I 40262

4067 4070 [S II] 40686

4095 4107 Hδ 41017

4332 4346 Hγ 43405

4469 4475 He I 44715

4854 4868 Hβ 48613

4947 4968 [O III] 49589

4998 5019 [O III] 50068

5009 5022 He I 50157

5156 5164 [Fe VII] 51584

5193 5202 [N I] 51991

5267 5274 [Fe III] 52704

5868 5883 He I 58756

6296 6303 [O I] 63003

6303 6315 [S III] 63121

6355 6372 [O I] 63638

6538 6591 [N II] 65480

6547 6576 Hα 65628

6575 6591 [N II] 65835

6667 6681 He I 66782

6710 6743 [S II] 67164

6718 6743 [S II] 67308

7061 7072 He I 70652

Continua en la pagina siguiente

58 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

7125 7142 [Ar III] 71358

7315 7329 [O II] 73195

7320 7335 [O II] 73302

6845 6945 BC03 lowastlowast7165 7210 BC03 lowastlowast7550 7725 BC03 lowastlowast5880 5906 NaD 5890 lowast lowast lowast9059 9079 [S III] 90690

lowast Lınea de emision

lowastlowast Region en la problematica Bruzual y Charlot (2003)

lowast lowast lowast Absorcion del medio interestelar en 5896A

Cuadro 72 Mascara General desarrollada por NataliaVale Asari (2005) para Starlight

59 Marıa E Rojas A

  • Acroacutenimos
  • Introduccioacuten
  • Fundamentos de Espectroscopiacutea
    • Fundamentos
    • Espectros Astrofiacutesicos
    • Nuacutecleos Activos de Galaxias
      • Sistema NGC6240
      • Sistema NGC6240
      • Coacutedigo de Siacutentesis Espectral
        • Modelo Fiacutesico - Matemaacutetico
        • Modelo Computacional
        • Bases Espectrales
          • Construccioacuten de una Poblacioacuten Estelar Simple (SSPs)
          • Modelos de Poblaciones Estelares Simples
              • Extraccioacuten y Anaacutelisis de Espectros
                • Reduccioacuten
                • Caracterizacioacuten
                  • Espectroscopiacutea Sinteacutetica
                    • Siacutentesis espectral
                    • Sustraccioacuten espectral
                    • Caracterizacioacuten espectral
                      • Clasificacioacuten de NGC6240
                        • Propiedades fiacutesicas de NGC6240
                          • Conclusiones
                            • Bibliografiacutea
                              • Anexos
Page 48: Espectroscop a estelar sint etica, aplicaciones astrof sicas · con modelos estelares que siguen una l nea de tiempo, producidos por la combinacion de bibliotecas de evolucion estelar,

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

(a)

Fluj

o [1

0-14

erg

cm-2

s-1

Å-1]

minus05

0

05

1

15

λ[Å]4000 5000 6000 7000

6

(b)

Figura 54 Sustraccion de la formacion estelar zona espectral VI de NGC6240 (a) Ajusteespectral sintetico de la formacion estelar (rojo) de la zona espectral IV de NGC6240(negro) obtenido con starlight con N = 200 SSPs de metalicidades de 02Z 04Z 1Zy 25Z (b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formacion estelar (azul)

52 SUSTRACCION ESPECTRAL 38 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

53 Caracterizacion espectral

Cada uno de los espectros se caracterizo con la identificacion de todas las lıneas de emisionpresentes en ellas una vez realizada la sustraccion mediante un ajuste de tipo gaussianodefinido en un continuo aleatorio en el software LINER siendo posible obtener el centrode lınea el ancho total a la mitad de la altura (FWHM) y el flujo total visualizados enlas tablas 53 y 53 para las zonas I y IV respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259714 145056 273839 953139

H11 3770630 37686479 440904 425545 149716

H10 3797898 37960681 401993 326624 112110

H9 3835384 38334482 367421 376538 124836

[Ne III] 3868760 38685388 179806 168928 541474

K Ca-II lowast 3933000 39294148 131932 -206818 -623528

H Ca-II 3968000 39691155 446669 468596 135456

He I 4026000 40263750 264590 900988 244257

[S II] 4068600 40721025 240745 173767 446216

Hδ 4101740 40978579 169919 276703 688289

Hγ 4340471 43382275 130266 353231 612874

Hβ 4861300 48594336 151258 -677140 792772

[O III] 4958900 49571484 182238 -129678 227669

[O III] 5006840 50056445 189935 -360470 737521

Fe II 5197570 51990830 217043 -909013 291244

[O I] 6300304 62998164 236848 -365105 644235

[O I] 6363776 63634268 280102 -542065 239085

[NII] 6548050 65466426 250518 -330128 652055

Hα 6562819 65614375 250518 -114643 186725

[N II] 6583460 65836201 250518 -195511 214778

[S II] 6716440 67192485 222886 -472177 102774

[S II] 6730810 67358408 222886 -280570 502474lowast Lınea de absorcion

Cuadro 52 Lıneas de Emision Zona I de NGC6240

531 Clasificacion de NGC6240

Para clasificar a NGC6240 entre los tipos de nucleo activo descritos en la literatura seutilizo las razones de flujo para la ubicacion de este sistema en el diagrama BPT (Bald-win Phillips amp Terlevich 1981) descrito en Cid Fernandes et al (2010) como la mejorseparacion entre galaxias tipo Seyfert LINER y de formacion estelar fuerte mediante la

53 CARACTERIZACION ESPECTRAL 39 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[ O I] 3726032 37296033 143969 -221934 787713

[Ne III] 3868760 38706140 118089 -233171 399531

K Ca-II lowast 3933000 39330952 120923 341232 -383848

S II 4076349 40792864 693475 913706 854107

Hδ 4101742 41004019 936462 679737 301683

Fe II lowast 4303176 43052456 192020 -119689 -283858

Hγ 4340471 43394087 100879 155567 419237

Hβ 4861300 48617803 144197 -647377 680787

[O III] 4958900 49606152 172003 -194691 316305

[O III] 5006840 50090156 161854 -479744 914152

[O I] 6300304 63029087 178476 -155210 621454

[O I] 6363776 63667563 189027 334244 199334

[N II] 6548050 65512285 184697 -152528 896611

Hα 6562819 65665557 184697 -1004495E+06 173249

[N II ] 6583460 65869326 184697 711567 217207

[S II] 6716440 67182754 122346 -459232 516263

[S II] 6730810 67316655 212515 -152349 100130lowast Lınea de absorcion

Cuadro 53 Lıneas de Emision Zona IV de NGC6240

relacion de los flujos de las lıneas de emision de Hα Hβ [NII]λ6584 y [OIII]λ5007 enlog([NII]λ6584 Hα) y log([OIII]λ5007Hβ) que para el caso de la region VI es

log([NII]λ6584 Hα) =020

y

log([OIII]λ5007 Hβ) =-028

lo que ubica a NGC6240 en el diagrama BPT dentro de las galaxia tipo LINER en con-cordancia con el catalogo de Veron-Cetty de (2006)

54 Propiedades fısicas de NGC6240

Los parametros derivados del mejor modelo de la sıntesis permiten adicionalmente calcu-lar y encontrar algunas propiedades fısicas de la galaxia tabla 54 A partir de cada unode estos parametros fue posible asociar las siguientes propiedades

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 40 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Parametro Definicion Zona I Zona IV

[summinus of minus xj( )] Vector de poblacion estelar 9422336 9897032

[Miniminus tot] Fraccion de masa 846570E+02 706677E+03

[Mcor minus tot] Logaritmo de la masa estelar [M] 613714E+02 363687E+03

[v0minusmin(kms)] -11323 -13292

[vdminusmin(kms)] 4700 8439

[AV minusmin(mag)] Atenuacion del polvo [magnitud] -10000 -10000

Cuadro 54 Calidad del ajuste de Starlight

Zona OSP IPS YPS

I 0 176488 765745

IV 06582 355544 614753

Cuadro 55 Porcentaje de formacion estelar sintetica de NGC6240 poblacion estelar joven(YSPs) t le 0 1 Giga anos poblacion estelar con edad intermedia (ISP) 0 1 lt tISP le 2Giga anos la poblacion estelar con edad superior (OSP) 125 Giga ano Rodrıguez ZaurınJ et al (2008)

EdadLa interpretacion del termino [summinus of minus xj( )] vector poblacion xj discutido enla seccion 31 permitio clasificar la poblacion estelar sintetica en i poblacion estelarjoven (YSPs) con componentes estelares de edad t le 0 1 Giga ano ii poblacionestelar con edad intermedia (ISP) con componentes de edad entre 0 1 lt tISP le 2Giga ano y iii poblacion estelar con edad superior (OSP) con componentes de edadmayor que 12 5 Giga ano Rodrıguez Zaurın J et al (2008) Es entonces como alrealizar un tabulacion de este vector en la sıntesis de NGC6240 se puede concluirque mas del 60 de la poblacion estelar corresponde a poblacion estelar joven elporcentaje de cada componente segun la zona se especifica en la cuadro 55

MetalicidadEl porcentaje de las metalicidades empleadas para reproducir el sistema NGC6240fueron tabulados en el cuadro 56 Se puede concluir que existe una contribucion depoblacion estelar de tipo frıo K o M ya que la metalicidad de este tipo de poblacioneses aproximadamente cero mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para lazona IV pertenecen a poblaciones mas calientes de tipo espectral O y M

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 41 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Zona 02Z( ) 04Z( ) 1Z( ) 25Z( )

I 219 3618 5583 00002

IV 1289 4501 4105 0

Cuadro 56 Porcentaje de la metalicidad media en la sıntesis de NGC6240

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 42 Marıa E Rojas A

CAPITULO 6

Conclusiones

Del mapeo de la galaxia NGC 6240 se logro extraer un espectro de buenas caracte-rısticas correspondiente a las zonas I y IV las cuales responden a las zonas espacialesde los nucleos de la galaxia mientras que para las demas zonas es necesario aunrealizar algunas reducciones con mayor detalle para lograr ası eliminar el alto ruidopresente en los espectros

Sobre los espectros espacialmente definidos se realizo una extraccion que permitioidentificar las lıneas de emision y absorcion presente en la zonas I y IV

Con base en la combinacion de las bases de poblaciones estelares de Bruzual GCharlot S (2003) se construyo un espectro sintetico de buenas caracterısticas conla ejecucion de Spectral Synthesis Code -Starlight Cid Fernandes R (2005) en laszonas I y IV

Se realizo una sustraccion entre el espectro observado y el espectro sintetico a fin deeliminar la componente de absorcion asociada con la formacion estelar reproducidacon el espectro sintetico obtenido dando origen a una tabla de flujos reales de lıneasde emision que no habıan sido posible medir debido a la superposicion de las lıneasde absorcion asociadas a la actividad de formacion estelar de la galaxia huesped

La poblacion estelar presente en el espectro sintetico de NGC 6240 segun la literaturade Rodrıguez Zaurın J (2008) es una poblacion estelar joven con edades entret le 0 1 Giga ano con un porcentaje del 765745 en la zona I y 614753 enla zona IV La poblacion estelar con edad intermedia entre 0 1 lt tISP le 2 Gigaano presentan un porcentaje mas bajo del 176488 y 355544 en las zonas I yIV respectivamente Mientras que la poblacion estelar mayor de 125 Giga ano notienen asociado ningun porcentaje en la contribucion del espectro sintetico

43

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Existe una poca contribucion de poblacion estelar de tipo frıo K o M en NGC6240ya que la metalicidad de este tipo de poblaciones es aproximadamente cero en lasıntesis espectral mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para la zona IVpertenecen a poblaciones jovenes de tipo espectral O y M

44 Marıa E Rojas A

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BIBLIOGRAFIA 50 Marıa E Rojas A

CAPITULO 7

Anexos

SSP Edad [anos] Z Mstar

bc2003-hr-m42-chab-ssp-032spec 000174e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-034spec 000191e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-051spec 000417e9 000400 09666

bc2003-hr-m42-chab-ssp-052spec 000437e9 000400 09622

bc2003-hr-m42-chab-ssp-053spec 000457e9 000400 09579

bc2003-hr-m42-chab-ssp-054spec 000479e9 000400 09534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-055spec 000501e9 000400 09488

bc2003-hr-m42-chab-ssp-070spec 001000e9 000400 08862

bc2003-hr-m42-chab-ssp-073spec 001148e9 000400 08752

bc2003-hr-m42-chab-ssp-074spec 001202e9 000400 08716

bc2003-hr-m42-chab-ssp-075spec 001259e9 000400 08680

bc2003-hr-m42-chab-ssp-076spec 001318e9 000400 08644

bc2003-hr-m42-chab-ssp-077spec 001380e9 000400 08608

bc2003-hr-m42-chab-ssp-078spec 001445e9 000400 08571

bc2003-hr-m42-chab-ssp-079spec 001514e9 000400 08534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-080spec 001585e9 000400 08501

bc2003-hr-m42-chab-ssp-081spec 001660e9 000400 08469

bc2003-hr-m42-chab-ssp-082spec 001738e9 000400 08436

Continua en la pagina siguiente

51

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m42-chab-ssp-084spec 001905e9 000400 08369

bc2003-hr-m42-chab-ssp-087spec 002188e9 000400 08269

bc2003-hr-m42-chab-ssp-088spec 002291e9 000400 08237

bc2003-hr-m42-chab-ssp-112spec 006405e9 000400 07525

bc2003-hr-m42-chab-ssp-113spec 007187e9 000400 07446

bc2003-hr-m42-chab-ssp-114spec 008064e9 000400 07366

bc2003-hr-m42-chab-ssp-115spec 009048e9 000400 07287

bc2003-hr-m42-chab-ssp-116spec 010152e9 000400 07207

bc2003-hr-m42-chab-ssp-117spec 011391e9 000400 07130

bc2003-hr-m42-chab-ssp-118spec 012780e9 000400 07064

bc2003-hr-m42-chab-ssp-119spec 014340e9 000400 06997

bc2003-hr-m42-chab-ssp-120spec 016090e9 000400 06930

bc2003-hr-m42-chab-ssp-121spec 018053e9 000400 06863

bc2003-hr-m42-chab-ssp-122spec 020256e9 000400 06800

bc2003-hr-m42-chab-ssp-123spec 022727e9 000400 06738

bc2003-hr-m42-chab-ssp-124spec 025500e9 000400 06676

bc2003-hr-m42-chab-ssp-125spec 028612e9 000400 06613

bc2003-hr-m42-chab-ssp-126spec 032103e9 000400 06550

bc2003-hr-m42-chab-ssp-127spec 036020e9 000400 06486

bc2003-hr-m42-chab-ssp-128spec 040415e9 000400 06427

bc2003-hr-m42-chab-ssp-129spec 045347e9 000400 06370

bc2003-hr-m42-chab-ssp-130spec 050880e9 000400 06313

bc2003-hr-m42-chab-ssp-131spec 057088e9 000400 06256

bc2003-hr-m42-chab-ssp-132spec 064054e9 000400 06197

bc2003-hr-m42-chab-ssp-133spec 071870e9 000400 06140

bc2003-hr-m42-chab-ssp-134spec 080640e9 000400 06082

bc2003-hr-m42-chab-ssp-135spec 090479e9 000400 06024

bc2003-hr-m42-chab-ssp-201spec 1500000e9 000400 04919

bc2003-hr-m42-chab-ssp-204spec 1575000e9 000400 04915

bc2003-hr-m42-chab-ssp-214spec 1825000e9 000400 04875

bc2003-hr-m42-chab-ssp-218spec 1925000e9 000400 04872

bc2003-hr-m52-chab-ssp-031spec 000166e9 000800 10000

Continua en la pagina siguiente

52 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-032spec 000174e9 000800 10000

bc2003-hr-m52-chab-ssp-034spec 000191e9 000800 10000

bc2003-hr-m52-chab-ssp-051spec 000417e9 000800 09645

bc2003-hr-m52-chab-ssp-052spec 000437e9 000800 09599

bc2003-hr-m52-chab-ssp-054spec 000479e9 000800 09496

bc2003-hr-m52-chab-ssp-055spec 000501e9 000800 09443

bc2003-hr-m52-chab-ssp-070spec 001000e9 000800 08827

bc2003-hr-m52-chab-ssp-073spec 001148e9 000800 08725

bc2003-hr-m52-chab-ssp-074spec 001202e9 000800 08691

bc2003-hr-m52-chab-ssp-075spec 001259e9 000800 08657

bc2003-hr-m52-chab-ssp-076spec 001318e9 000800 08622

bc2003-hr-m52-chab-ssp-077spec 001380e9 000800 08587

bc2003-hr-m52-chab-ssp-078spec 001445e9 000800 08552

bc2003-hr-m52-chab-ssp-079spec 001514e9 000800 08517

bc2003-hr-m52-chab-ssp-080spec 001585e9 000800 08485

bc2003-hr-m52-chab-ssp-081spec 001660e9 000800 08453

bc2003-hr-m52-chab-ssp-082spec 001738e9 000800 08420

bc2003-hr-m52-chab-ssp-083spec 001820e9 000800 08387

bc2003-hr-m52-chab-ssp-084spec 001905e9 000800 08354

bc2003-hr-m52-chab-ssp-087spec 002188e9 000800 08256

bc2003-hr-m52-chab-ssp-088spec 002291e9 000800 08226

bc2003-hr-m52-chab-ssp-112spec 006405e9 000800 07527

bc2003-hr-m52-chab-ssp-113spec 007187e9 000800 07451

bc2003-hr-m52-chab-ssp-114spec 008064e9 000800 07376

bc2003-hr-m52-chab-ssp-115spec 009048e9 000800 07301

bc2003-hr-m52-chab-ssp-116spec 010152e9 000800 07226

bc2003-hr-m52-chab-ssp-117spec 011391e9 000800 07150

bc2003-hr-m52-chab-ssp-118spec 012780e9 000800 07088

bc2003-hr-m52-chab-ssp-119spec 014340e9 000800 07026

bc2003-hr-m52-chab-ssp-120spec 016090e9 000800 06963

bc2003-hr-m52-chab-ssp-121spec 018053e9 000800 06900

bc2003-hr-m52-chab-ssp-122spec 020256e9 000800 06838

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53 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-123spec 022727e9 000800 06781

bc2003-hr-m52-chab-ssp-124spec 025500e9 000800 06723

bc2003-hr-m52-chab-ssp-125spec 028612e9 000800 06665

bc2003-hr-m52-chab-ssp-126spec 032103e9 000800 06607

bc2003-hr-m52-chab-ssp-127spec 036020e9 000800 06548

bc2003-hr-m52-chab-ssp-128spec 040415e9 000800 06490

bc2003-hr-m52-chab-ssp-129spec 045347e9 000800 06434

bc2003-hr-m52-chab-ssp-130spec 050880e9 000800 06377

bc2003-hr-m52-chab-ssp-131spec 057088e9 000800 06318

bc2003-hr-m52-chab-ssp-132spec 064054e9 000800 06266

bc2003-hr-m52-chab-ssp-133spec 071870e9 000800 06205

bc2003-hr-m52-chab-ssp-134spec 080640e9 000800 06145

bc2003-hr-m52-chab-ssp-135spec 090479e9 000800 06086

bc2003-hr-m52-chab-ssp-201spec 1500000e9 000800 04936

bc2003-hr-m52-chab-ssp-204spec 1575000e9 000800 04935

bc2003-hr-m52-chab-ssp-214spec 1825000e9 000800 04887

bc2003-hr-m52-chab-ssp-218spec 1925000e9 000800 04882

bc2003-hr-m62-chab-ssp-031spec 000166e9 002000 10000

bc2003-hr-m62-chab-ssp-032spec 000174e9 002000 10000

bc2003-hr-m62-chab-ssp-034spec 000191e9 002000 09996

bc2003-hr-m62-chab-ssp-051spec 000417e9 002000 09535

bc2003-hr-m62-chab-ssp-052spec 000437e9 002000 09482

bc2003-hr-m62-chab-ssp-054spec 000479e9 002000 09384

bc2003-hr-m62-chab-ssp-055spec 000501e9 002000 09342

bc2003-hr-m62-chab-ssp-070spec 001000e9 002000 08751

bc2003-hr-m62-chab-ssp-071spec 001047e9 002000 08716

bc2003-hr-m62-chab-ssp-072spec 001096e9 002000 08680

bc2003-hr-m62-chab-ssp-073spec 001148e9 002000 08644

bc2003-hr-m62-chab-ssp-074spec 001202e9 002000 08608

bc2003-hr-m62-chab-ssp-075spec 001259e9 002000 08572

bc2003-hr-m62-chab-ssp-076spec 001318e9 002000 08535

bc2003-hr-m62-chab-ssp-077spec 001380e9 002000 08503

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54 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-078spec 001445e9 002000 08472

bc2003-hr-m62-chab-ssp-079spec 001514e9 002000 08440

bc2003-hr-m62-chab-ssp-081spec 001660e9 002000 08375

bc2003-hr-m62-chab-ssp-082spec 001738e9 002000 08342

bc2003-hr-m62-chab-ssp-084spec 001905e9 002000 08276

bc2003-hr-m62-chab-ssp-087spec 002188e9 002000 08189

bc2003-hr-m62-chab-ssp-088spec 002291e9 002000 08159

bc2003-hr-m62-chab-ssp-112spec 006405e9 002000 07502

bc2003-hr-m62-chab-ssp-113spec 007187e9 002000 07429

bc2003-hr-m62-chab-ssp-114spec 008064e9 002000 07360

bc2003-hr-m62-chab-ssp-115spec 009048e9 002000 07291

bc2003-hr-m62-chab-ssp-116spec 010152e9 002000 07221

bc2003-hr-m62-chab-ssp-117spec 011391e9 002000 07150

bc2003-hr-m62-chab-ssp-118spec 012780e9 002000 07093

bc2003-hr-m62-chab-ssp-119spec 014340e9 002000 07036

bc2003-hr-m62-chab-ssp-120spec 016090e9 002000 06978

bc2003-hr-m62-chab-ssp-121spec 018053e9 002000 06920

bc2003-hr-m62-chab-ssp-122spec 020256e9 002000 06862

bc2003-hr-m62-chab-ssp-123spec 022727e9 002000 06808

bc2003-hr-m62-chab-ssp-124spec 025500e9 002000 06754

bc2003-hr-m62-chab-ssp-125spec 028612e9 002000 06700

bc2003-hr-m62-chab-ssp-126spec 032103e9 002000 06646

bc2003-hr-m62-chab-ssp-127spec 036020e9 002000 06592

bc2003-hr-m62-chab-ssp-128spec 040415e9 002000 06538

bc2003-hr-m62-chab-ssp-129spec 045347e9 002000 06484

bc2003-hr-m62-chab-ssp-130spec 050880e9 002000 06430

bc2003-hr-m62-chab-ssp-131spec 057088e9 002000 06376

bc2003-hr-m62-chab-ssp-132spec 064054e9 002000 06322

bc2003-hr-m62-chab-ssp-133spec 071870e9 002000 06265

bc2003-hr-m62-chab-ssp-134spec 080640e9 002000 06209

bc2003-hr-m62-chab-ssp-135spec 090479e9 002000 06152

bc2003-hr-m62-chab-ssp-201spec 1500000e9 002000 04999

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55 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-204spec 1575000e9 002000 04991

bc2003-hr-m62-chab-ssp-214spec 1825000e9 002000 04946

bc2003-hr-m62-chab-ssp-218spec 1925000e9 002000 04941

bc2003-hr-m72-chab-ssp-031spec 000166e9 005000 09918

bc2003-hr-m72-chab-ssp-032spec 000174e9 005000 09933

bc2003-hr-m72-chab-ssp-034spec 000191e9 005000 09890

bc2003-hr-m72-chab-ssp-051spec 000417e9 005000 09299

bc2003-hr-m72-chab-ssp-052spec 000437e9 005000 09260

bc2003-hr-m72-chab-ssp-054spec 000479e9 005000 09186

bc2003-hr-m72-chab-ssp-055spec 000501e9 005000 09147

bc2003-hr-m72-chab-ssp-070spec 001000e9 005000 08524

bc2003-hr-m72-chab-ssp-071spec 001047e9 005000 08491

bc2003-hr-m72-chab-ssp-072spec 001096e9 005000 08459

bc2003-hr-m72-chab-ssp-073spec 001148e9 005000 08427

bc2003-hr-m72-chab-ssp-074spec 001202e9 005000 08393

bc2003-hr-m72-chab-ssp-075spec 001259e9 005000 08360

bc2003-hr-m72-chab-ssp-076spec 001318e9 005000 08326

bc2003-hr-m72-chab-ssp-077spec 001380e9 005000 08292

bc2003-hr-m72-chab-ssp-078spec 001445e9 005000 08262

bc2003-hr-m72-chab-ssp-079spec 001514e9 005000 08233

bc2003-hr-m72-chab-ssp-081spec 001660e9 005000 08174

bc2003-hr-m72-chab-ssp-082spec 001738e9 005000 08143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-084spec 001905e9 005000 08081

bc2003-hr-m72-chab-ssp-087spec 002188e9 005000 07990

bc2003-hr-m72-chab-ssp-088spec 002291e9 005000 07958

bc2003-hr-m72-chab-ssp-112spec 006405e9 005000 07345

bc2003-hr-m72-chab-ssp-113spec 007187e9 005000 07278

bc2003-hr-m72-chab-ssp-114spec 008064e9 005000 07211

bc2003-hr-m72-chab-ssp-115spec 009048e9 005000 07144

bc2003-hr-m72-chab-ssp-116spec 010152e9 005000 07092

bc2003-hr-m72-chab-ssp-117spec 011391e9 005000 07039

bc2003-hr-m72-chab-ssp-118spec 012780e9 005000 06985

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56 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m72-chab-ssp-119spec 014340e9 005000 06930

bc2003-hr-m72-chab-ssp-120spec 016090e9 005000 06876

bc2003-hr-m72-chab-ssp-121spec 018053e9 005000 06823

bc2003-hr-m72-chab-ssp-122spec 020256e9 005000 06771

bc2003-hr-m72-chab-ssp-123spec 022727e9 005000 06720

bc2003-hr-m72-chab-ssp-124spec 025500e9 005000 06669

bc2003-hr-m72-chab-ssp-125spec 028612e9 005000 06618

bc2003-hr-m72-chab-ssp-126spec 032103e9 005000 06566

bc2003-hr-m72-chab-ssp-127spec 036020e9 005000 06514

bc2003-hr-m72-chab-ssp-128spec 040415e9 005000 06461

bc2003-hr-m72-chab-ssp-129spec 045347e9 005000 06410

bc2003-hr-m72-chab-ssp-130spec 050880e9 005000 06356

bc2003-hr-m72-chab-ssp-131spec 057088e9 005000 06302

bc2003-hr-m72-chab-ssp-132spec 064054e9 005000 06253

bc2003-hr-m72-chab-ssp-133spec 071870e9 005000 06196

bc2003-hr-m72-chab-ssp-134spec 080640e9 005000 06143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-135spec 090479e9 005000 06088

bc2003-hr-m72-chab-ssp-201spec 1500000e9 005000 04972

bc2003-hr-m72-chab-ssp-204spec 1575000e9 005000 04960

bc2003-hr-m72-chab-ssp-214spec 1825000e9 005000 04924

bc2003-hr-m72-chab-ssp-218spec 1925000e9 005000 04908

Cuadro 71 Base N

57 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

3416 3436 [Ne v] 34260

3718 3735 [O II] 37260

3720 3737 [O II] 37288

3796 3802 H10 37979

3833 3841 H90 38354

3862 3871 [Ne III] 38691

3882 3891 H8 HeI 38890

3961 3973 [Ne III] 39678

3961 3974 Hε 39701

4024 4030 He I 40262

4067 4070 [S II] 40686

4095 4107 Hδ 41017

4332 4346 Hγ 43405

4469 4475 He I 44715

4854 4868 Hβ 48613

4947 4968 [O III] 49589

4998 5019 [O III] 50068

5009 5022 He I 50157

5156 5164 [Fe VII] 51584

5193 5202 [N I] 51991

5267 5274 [Fe III] 52704

5868 5883 He I 58756

6296 6303 [O I] 63003

6303 6315 [S III] 63121

6355 6372 [O I] 63638

6538 6591 [N II] 65480

6547 6576 Hα 65628

6575 6591 [N II] 65835

6667 6681 He I 66782

6710 6743 [S II] 67164

6718 6743 [S II] 67308

7061 7072 He I 70652

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58 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

7125 7142 [Ar III] 71358

7315 7329 [O II] 73195

7320 7335 [O II] 73302

6845 6945 BC03 lowastlowast7165 7210 BC03 lowastlowast7550 7725 BC03 lowastlowast5880 5906 NaD 5890 lowast lowast lowast9059 9079 [S III] 90690

lowast Lınea de emision

lowastlowast Region en la problematica Bruzual y Charlot (2003)

lowast lowast lowast Absorcion del medio interestelar en 5896A

Cuadro 72 Mascara General desarrollada por NataliaVale Asari (2005) para Starlight

59 Marıa E Rojas A

  • Acroacutenimos
  • Introduccioacuten
  • Fundamentos de Espectroscopiacutea
    • Fundamentos
    • Espectros Astrofiacutesicos
    • Nuacutecleos Activos de Galaxias
      • Sistema NGC6240
      • Sistema NGC6240
      • Coacutedigo de Siacutentesis Espectral
        • Modelo Fiacutesico - Matemaacutetico
        • Modelo Computacional
        • Bases Espectrales
          • Construccioacuten de una Poblacioacuten Estelar Simple (SSPs)
          • Modelos de Poblaciones Estelares Simples
              • Extraccioacuten y Anaacutelisis de Espectros
                • Reduccioacuten
                • Caracterizacioacuten
                  • Espectroscopiacutea Sinteacutetica
                    • Siacutentesis espectral
                    • Sustraccioacuten espectral
                    • Caracterizacioacuten espectral
                      • Clasificacioacuten de NGC6240
                        • Propiedades fiacutesicas de NGC6240
                          • Conclusiones
                            • Bibliografiacutea
                              • Anexos
Page 49: Espectroscop a estelar sint etica, aplicaciones astrof sicas · con modelos estelares que siguen una l nea de tiempo, producidos por la combinacion de bibliotecas de evolucion estelar,

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

53 Caracterizacion espectral

Cada uno de los espectros se caracterizo con la identificacion de todas las lıneas de emisionpresentes en ellas una vez realizada la sustraccion mediante un ajuste de tipo gaussianodefinido en un continuo aleatorio en el software LINER siendo posible obtener el centrode lınea el ancho total a la mitad de la altura (FWHM) y el flujo total visualizados enlas tablas 53 y 53 para las zonas I y IV respectivamente

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[O II] 3726032 37259714 145056 273839 953139

H11 3770630 37686479 440904 425545 149716

H10 3797898 37960681 401993 326624 112110

H9 3835384 38334482 367421 376538 124836

[Ne III] 3868760 38685388 179806 168928 541474

K Ca-II lowast 3933000 39294148 131932 -206818 -623528

H Ca-II 3968000 39691155 446669 468596 135456

He I 4026000 40263750 264590 900988 244257

[S II] 4068600 40721025 240745 173767 446216

Hδ 4101740 40978579 169919 276703 688289

Hγ 4340471 43382275 130266 353231 612874

Hβ 4861300 48594336 151258 -677140 792772

[O III] 4958900 49571484 182238 -129678 227669

[O III] 5006840 50056445 189935 -360470 737521

Fe II 5197570 51990830 217043 -909013 291244

[O I] 6300304 62998164 236848 -365105 644235

[O I] 6363776 63634268 280102 -542065 239085

[NII] 6548050 65466426 250518 -330128 652055

Hα 6562819 65614375 250518 -114643 186725

[N II] 6583460 65836201 250518 -195511 214778

[S II] 6716440 67192485 222886 -472177 102774

[S II] 6730810 67358408 222886 -280570 502474lowast Lınea de absorcion

Cuadro 52 Lıneas de Emision Zona I de NGC6240

531 Clasificacion de NGC6240

Para clasificar a NGC6240 entre los tipos de nucleo activo descritos en la literatura seutilizo las razones de flujo para la ubicacion de este sistema en el diagrama BPT (Bald-win Phillips amp Terlevich 1981) descrito en Cid Fernandes et al (2010) como la mejorseparacion entre galaxias tipo Seyfert LINER y de formacion estelar fuerte mediante la

53 CARACTERIZACION ESPECTRAL 39 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[ O I] 3726032 37296033 143969 -221934 787713

[Ne III] 3868760 38706140 118089 -233171 399531

K Ca-II lowast 3933000 39330952 120923 341232 -383848

S II 4076349 40792864 693475 913706 854107

Hδ 4101742 41004019 936462 679737 301683

Fe II lowast 4303176 43052456 192020 -119689 -283858

Hγ 4340471 43394087 100879 155567 419237

Hβ 4861300 48617803 144197 -647377 680787

[O III] 4958900 49606152 172003 -194691 316305

[O III] 5006840 50090156 161854 -479744 914152

[O I] 6300304 63029087 178476 -155210 621454

[O I] 6363776 63667563 189027 334244 199334

[N II] 6548050 65512285 184697 -152528 896611

Hα 6562819 65665557 184697 -1004495E+06 173249

[N II ] 6583460 65869326 184697 711567 217207

[S II] 6716440 67182754 122346 -459232 516263

[S II] 6730810 67316655 212515 -152349 100130lowast Lınea de absorcion

Cuadro 53 Lıneas de Emision Zona IV de NGC6240

relacion de los flujos de las lıneas de emision de Hα Hβ [NII]λ6584 y [OIII]λ5007 enlog([NII]λ6584 Hα) y log([OIII]λ5007Hβ) que para el caso de la region VI es

log([NII]λ6584 Hα) =020

y

log([OIII]λ5007 Hβ) =-028

lo que ubica a NGC6240 en el diagrama BPT dentro de las galaxia tipo LINER en con-cordancia con el catalogo de Veron-Cetty de (2006)

54 Propiedades fısicas de NGC6240

Los parametros derivados del mejor modelo de la sıntesis permiten adicionalmente calcu-lar y encontrar algunas propiedades fısicas de la galaxia tabla 54 A partir de cada unode estos parametros fue posible asociar las siguientes propiedades

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 40 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Parametro Definicion Zona I Zona IV

[summinus of minus xj( )] Vector de poblacion estelar 9422336 9897032

[Miniminus tot] Fraccion de masa 846570E+02 706677E+03

[Mcor minus tot] Logaritmo de la masa estelar [M] 613714E+02 363687E+03

[v0minusmin(kms)] -11323 -13292

[vdminusmin(kms)] 4700 8439

[AV minusmin(mag)] Atenuacion del polvo [magnitud] -10000 -10000

Cuadro 54 Calidad del ajuste de Starlight

Zona OSP IPS YPS

I 0 176488 765745

IV 06582 355544 614753

Cuadro 55 Porcentaje de formacion estelar sintetica de NGC6240 poblacion estelar joven(YSPs) t le 0 1 Giga anos poblacion estelar con edad intermedia (ISP) 0 1 lt tISP le 2Giga anos la poblacion estelar con edad superior (OSP) 125 Giga ano Rodrıguez ZaurınJ et al (2008)

EdadLa interpretacion del termino [summinus of minus xj( )] vector poblacion xj discutido enla seccion 31 permitio clasificar la poblacion estelar sintetica en i poblacion estelarjoven (YSPs) con componentes estelares de edad t le 0 1 Giga ano ii poblacionestelar con edad intermedia (ISP) con componentes de edad entre 0 1 lt tISP le 2Giga ano y iii poblacion estelar con edad superior (OSP) con componentes de edadmayor que 12 5 Giga ano Rodrıguez Zaurın J et al (2008) Es entonces como alrealizar un tabulacion de este vector en la sıntesis de NGC6240 se puede concluirque mas del 60 de la poblacion estelar corresponde a poblacion estelar joven elporcentaje de cada componente segun la zona se especifica en la cuadro 55

MetalicidadEl porcentaje de las metalicidades empleadas para reproducir el sistema NGC6240fueron tabulados en el cuadro 56 Se puede concluir que existe una contribucion depoblacion estelar de tipo frıo K o M ya que la metalicidad de este tipo de poblacioneses aproximadamente cero mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para lazona IV pertenecen a poblaciones mas calientes de tipo espectral O y M

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 41 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Zona 02Z( ) 04Z( ) 1Z( ) 25Z( )

I 219 3618 5583 00002

IV 1289 4501 4105 0

Cuadro 56 Porcentaje de la metalicidad media en la sıntesis de NGC6240

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 42 Marıa E Rojas A

CAPITULO 6

Conclusiones

Del mapeo de la galaxia NGC 6240 se logro extraer un espectro de buenas caracte-rısticas correspondiente a las zonas I y IV las cuales responden a las zonas espacialesde los nucleos de la galaxia mientras que para las demas zonas es necesario aunrealizar algunas reducciones con mayor detalle para lograr ası eliminar el alto ruidopresente en los espectros

Sobre los espectros espacialmente definidos se realizo una extraccion que permitioidentificar las lıneas de emision y absorcion presente en la zonas I y IV

Con base en la combinacion de las bases de poblaciones estelares de Bruzual GCharlot S (2003) se construyo un espectro sintetico de buenas caracterısticas conla ejecucion de Spectral Synthesis Code -Starlight Cid Fernandes R (2005) en laszonas I y IV

Se realizo una sustraccion entre el espectro observado y el espectro sintetico a fin deeliminar la componente de absorcion asociada con la formacion estelar reproducidacon el espectro sintetico obtenido dando origen a una tabla de flujos reales de lıneasde emision que no habıan sido posible medir debido a la superposicion de las lıneasde absorcion asociadas a la actividad de formacion estelar de la galaxia huesped

La poblacion estelar presente en el espectro sintetico de NGC 6240 segun la literaturade Rodrıguez Zaurın J (2008) es una poblacion estelar joven con edades entret le 0 1 Giga ano con un porcentaje del 765745 en la zona I y 614753 enla zona IV La poblacion estelar con edad intermedia entre 0 1 lt tISP le 2 Gigaano presentan un porcentaje mas bajo del 176488 y 355544 en las zonas I yIV respectivamente Mientras que la poblacion estelar mayor de 125 Giga ano notienen asociado ningun porcentaje en la contribucion del espectro sintetico

43

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Existe una poca contribucion de poblacion estelar de tipo frıo K o M en NGC6240ya que la metalicidad de este tipo de poblaciones es aproximadamente cero en lasıntesis espectral mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para la zona IVpertenecen a poblaciones jovenes de tipo espectral O y M

44 Marıa E Rojas A

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CAPITULO 7

Anexos

SSP Edad [anos] Z Mstar

bc2003-hr-m42-chab-ssp-032spec 000174e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-034spec 000191e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-051spec 000417e9 000400 09666

bc2003-hr-m42-chab-ssp-052spec 000437e9 000400 09622

bc2003-hr-m42-chab-ssp-053spec 000457e9 000400 09579

bc2003-hr-m42-chab-ssp-054spec 000479e9 000400 09534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-055spec 000501e9 000400 09488

bc2003-hr-m42-chab-ssp-070spec 001000e9 000400 08862

bc2003-hr-m42-chab-ssp-073spec 001148e9 000400 08752

bc2003-hr-m42-chab-ssp-074spec 001202e9 000400 08716

bc2003-hr-m42-chab-ssp-075spec 001259e9 000400 08680

bc2003-hr-m42-chab-ssp-076spec 001318e9 000400 08644

bc2003-hr-m42-chab-ssp-077spec 001380e9 000400 08608

bc2003-hr-m42-chab-ssp-078spec 001445e9 000400 08571

bc2003-hr-m42-chab-ssp-079spec 001514e9 000400 08534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-080spec 001585e9 000400 08501

bc2003-hr-m42-chab-ssp-081spec 001660e9 000400 08469

bc2003-hr-m42-chab-ssp-082spec 001738e9 000400 08436

Continua en la pagina siguiente

51

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m42-chab-ssp-084spec 001905e9 000400 08369

bc2003-hr-m42-chab-ssp-087spec 002188e9 000400 08269

bc2003-hr-m42-chab-ssp-088spec 002291e9 000400 08237

bc2003-hr-m42-chab-ssp-112spec 006405e9 000400 07525

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bc2003-hr-m72-chab-ssp-135spec 090479e9 005000 06088

bc2003-hr-m72-chab-ssp-201spec 1500000e9 005000 04972

bc2003-hr-m72-chab-ssp-204spec 1575000e9 005000 04960

bc2003-hr-m72-chab-ssp-214spec 1825000e9 005000 04924

bc2003-hr-m72-chab-ssp-218spec 1925000e9 005000 04908

Cuadro 71 Base N

57 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

3416 3436 [Ne v] 34260

3718 3735 [O II] 37260

3720 3737 [O II] 37288

3796 3802 H10 37979

3833 3841 H90 38354

3862 3871 [Ne III] 38691

3882 3891 H8 HeI 38890

3961 3973 [Ne III] 39678

3961 3974 Hε 39701

4024 4030 He I 40262

4067 4070 [S II] 40686

4095 4107 Hδ 41017

4332 4346 Hγ 43405

4469 4475 He I 44715

4854 4868 Hβ 48613

4947 4968 [O III] 49589

4998 5019 [O III] 50068

5009 5022 He I 50157

5156 5164 [Fe VII] 51584

5193 5202 [N I] 51991

5267 5274 [Fe III] 52704

5868 5883 He I 58756

6296 6303 [O I] 63003

6303 6315 [S III] 63121

6355 6372 [O I] 63638

6538 6591 [N II] 65480

6547 6576 Hα 65628

6575 6591 [N II] 65835

6667 6681 He I 66782

6710 6743 [S II] 67164

6718 6743 [S II] 67308

7061 7072 He I 70652

Continua en la pagina siguiente

58 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

7125 7142 [Ar III] 71358

7315 7329 [O II] 73195

7320 7335 [O II] 73302

6845 6945 BC03 lowastlowast7165 7210 BC03 lowastlowast7550 7725 BC03 lowastlowast5880 5906 NaD 5890 lowast lowast lowast9059 9079 [S III] 90690

lowast Lınea de emision

lowastlowast Region en la problematica Bruzual y Charlot (2003)

lowast lowast lowast Absorcion del medio interestelar en 5896A

Cuadro 72 Mascara General desarrollada por NataliaVale Asari (2005) para Starlight

59 Marıa E Rojas A

  • Acroacutenimos
  • Introduccioacuten
  • Fundamentos de Espectroscopiacutea
    • Fundamentos
    • Espectros Astrofiacutesicos
    • Nuacutecleos Activos de Galaxias
      • Sistema NGC6240
      • Sistema NGC6240
      • Coacutedigo de Siacutentesis Espectral
        • Modelo Fiacutesico - Matemaacutetico
        • Modelo Computacional
        • Bases Espectrales
          • Construccioacuten de una Poblacioacuten Estelar Simple (SSPs)
          • Modelos de Poblaciones Estelares Simples
              • Extraccioacuten y Anaacutelisis de Espectros
                • Reduccioacuten
                • Caracterizacioacuten
                  • Espectroscopiacutea Sinteacutetica
                    • Siacutentesis espectral
                    • Sustraccioacuten espectral
                    • Caracterizacioacuten espectral
                      • Clasificacioacuten de NGC6240
                        • Propiedades fiacutesicas de NGC6240
                          • Conclusiones
                            • Bibliografiacutea
                              • Anexos
Page 50: Espectroscop a estelar sint etica, aplicaciones astrof sicas · con modelos estelares que siguen una l nea de tiempo, producidos por la combinacion de bibliotecas de evolucion estelar,

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Lınea λ[A] Centro de Lınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Lınea

[A] [A] [A] [10minus14ergs sminus1 cmminus2]

[ O I] 3726032 37296033 143969 -221934 787713

[Ne III] 3868760 38706140 118089 -233171 399531

K Ca-II lowast 3933000 39330952 120923 341232 -383848

S II 4076349 40792864 693475 913706 854107

Hδ 4101742 41004019 936462 679737 301683

Fe II lowast 4303176 43052456 192020 -119689 -283858

Hγ 4340471 43394087 100879 155567 419237

Hβ 4861300 48617803 144197 -647377 680787

[O III] 4958900 49606152 172003 -194691 316305

[O III] 5006840 50090156 161854 -479744 914152

[O I] 6300304 63029087 178476 -155210 621454

[O I] 6363776 63667563 189027 334244 199334

[N II] 6548050 65512285 184697 -152528 896611

Hα 6562819 65665557 184697 -1004495E+06 173249

[N II ] 6583460 65869326 184697 711567 217207

[S II] 6716440 67182754 122346 -459232 516263

[S II] 6730810 67316655 212515 -152349 100130lowast Lınea de absorcion

Cuadro 53 Lıneas de Emision Zona IV de NGC6240

relacion de los flujos de las lıneas de emision de Hα Hβ [NII]λ6584 y [OIII]λ5007 enlog([NII]λ6584 Hα) y log([OIII]λ5007Hβ) que para el caso de la region VI es

log([NII]λ6584 Hα) =020

y

log([OIII]λ5007 Hβ) =-028

lo que ubica a NGC6240 en el diagrama BPT dentro de las galaxia tipo LINER en con-cordancia con el catalogo de Veron-Cetty de (2006)

54 Propiedades fısicas de NGC6240

Los parametros derivados del mejor modelo de la sıntesis permiten adicionalmente calcu-lar y encontrar algunas propiedades fısicas de la galaxia tabla 54 A partir de cada unode estos parametros fue posible asociar las siguientes propiedades

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 40 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Parametro Definicion Zona I Zona IV

[summinus of minus xj( )] Vector de poblacion estelar 9422336 9897032

[Miniminus tot] Fraccion de masa 846570E+02 706677E+03

[Mcor minus tot] Logaritmo de la masa estelar [M] 613714E+02 363687E+03

[v0minusmin(kms)] -11323 -13292

[vdminusmin(kms)] 4700 8439

[AV minusmin(mag)] Atenuacion del polvo [magnitud] -10000 -10000

Cuadro 54 Calidad del ajuste de Starlight

Zona OSP IPS YPS

I 0 176488 765745

IV 06582 355544 614753

Cuadro 55 Porcentaje de formacion estelar sintetica de NGC6240 poblacion estelar joven(YSPs) t le 0 1 Giga anos poblacion estelar con edad intermedia (ISP) 0 1 lt tISP le 2Giga anos la poblacion estelar con edad superior (OSP) 125 Giga ano Rodrıguez ZaurınJ et al (2008)

EdadLa interpretacion del termino [summinus of minus xj( )] vector poblacion xj discutido enla seccion 31 permitio clasificar la poblacion estelar sintetica en i poblacion estelarjoven (YSPs) con componentes estelares de edad t le 0 1 Giga ano ii poblacionestelar con edad intermedia (ISP) con componentes de edad entre 0 1 lt tISP le 2Giga ano y iii poblacion estelar con edad superior (OSP) con componentes de edadmayor que 12 5 Giga ano Rodrıguez Zaurın J et al (2008) Es entonces como alrealizar un tabulacion de este vector en la sıntesis de NGC6240 se puede concluirque mas del 60 de la poblacion estelar corresponde a poblacion estelar joven elporcentaje de cada componente segun la zona se especifica en la cuadro 55

MetalicidadEl porcentaje de las metalicidades empleadas para reproducir el sistema NGC6240fueron tabulados en el cuadro 56 Se puede concluir que existe una contribucion depoblacion estelar de tipo frıo K o M ya que la metalicidad de este tipo de poblacioneses aproximadamente cero mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para lazona IV pertenecen a poblaciones mas calientes de tipo espectral O y M

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 41 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Zona 02Z( ) 04Z( ) 1Z( ) 25Z( )

I 219 3618 5583 00002

IV 1289 4501 4105 0

Cuadro 56 Porcentaje de la metalicidad media en la sıntesis de NGC6240

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 42 Marıa E Rojas A

CAPITULO 6

Conclusiones

Del mapeo de la galaxia NGC 6240 se logro extraer un espectro de buenas caracte-rısticas correspondiente a las zonas I y IV las cuales responden a las zonas espacialesde los nucleos de la galaxia mientras que para las demas zonas es necesario aunrealizar algunas reducciones con mayor detalle para lograr ası eliminar el alto ruidopresente en los espectros

Sobre los espectros espacialmente definidos se realizo una extraccion que permitioidentificar las lıneas de emision y absorcion presente en la zonas I y IV

Con base en la combinacion de las bases de poblaciones estelares de Bruzual GCharlot S (2003) se construyo un espectro sintetico de buenas caracterısticas conla ejecucion de Spectral Synthesis Code -Starlight Cid Fernandes R (2005) en laszonas I y IV

Se realizo una sustraccion entre el espectro observado y el espectro sintetico a fin deeliminar la componente de absorcion asociada con la formacion estelar reproducidacon el espectro sintetico obtenido dando origen a una tabla de flujos reales de lıneasde emision que no habıan sido posible medir debido a la superposicion de las lıneasde absorcion asociadas a la actividad de formacion estelar de la galaxia huesped

La poblacion estelar presente en el espectro sintetico de NGC 6240 segun la literaturade Rodrıguez Zaurın J (2008) es una poblacion estelar joven con edades entret le 0 1 Giga ano con un porcentaje del 765745 en la zona I y 614753 enla zona IV La poblacion estelar con edad intermedia entre 0 1 lt tISP le 2 Gigaano presentan un porcentaje mas bajo del 176488 y 355544 en las zonas I yIV respectivamente Mientras que la poblacion estelar mayor de 125 Giga ano notienen asociado ningun porcentaje en la contribucion del espectro sintetico

43

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Existe una poca contribucion de poblacion estelar de tipo frıo K o M en NGC6240ya que la metalicidad de este tipo de poblaciones es aproximadamente cero en lasıntesis espectral mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para la zona IVpertenecen a poblaciones jovenes de tipo espectral O y M

44 Marıa E Rojas A

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45

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BIBLIOGRAFIA 50 Marıa E Rojas A

CAPITULO 7

Anexos

SSP Edad [anos] Z Mstar

bc2003-hr-m42-chab-ssp-032spec 000174e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-034spec 000191e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-051spec 000417e9 000400 09666

bc2003-hr-m42-chab-ssp-052spec 000437e9 000400 09622

bc2003-hr-m42-chab-ssp-053spec 000457e9 000400 09579

bc2003-hr-m42-chab-ssp-054spec 000479e9 000400 09534

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Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

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SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m72-chab-ssp-119spec 014340e9 005000 06930

bc2003-hr-m72-chab-ssp-120spec 016090e9 005000 06876

bc2003-hr-m72-chab-ssp-121spec 018053e9 005000 06823

bc2003-hr-m72-chab-ssp-122spec 020256e9 005000 06771

bc2003-hr-m72-chab-ssp-123spec 022727e9 005000 06720

bc2003-hr-m72-chab-ssp-124spec 025500e9 005000 06669

bc2003-hr-m72-chab-ssp-125spec 028612e9 005000 06618

bc2003-hr-m72-chab-ssp-126spec 032103e9 005000 06566

bc2003-hr-m72-chab-ssp-127spec 036020e9 005000 06514

bc2003-hr-m72-chab-ssp-128spec 040415e9 005000 06461

bc2003-hr-m72-chab-ssp-129spec 045347e9 005000 06410

bc2003-hr-m72-chab-ssp-130spec 050880e9 005000 06356

bc2003-hr-m72-chab-ssp-131spec 057088e9 005000 06302

bc2003-hr-m72-chab-ssp-132spec 064054e9 005000 06253

bc2003-hr-m72-chab-ssp-133spec 071870e9 005000 06196

bc2003-hr-m72-chab-ssp-134spec 080640e9 005000 06143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-135spec 090479e9 005000 06088

bc2003-hr-m72-chab-ssp-201spec 1500000e9 005000 04972

bc2003-hr-m72-chab-ssp-204spec 1575000e9 005000 04960

bc2003-hr-m72-chab-ssp-214spec 1825000e9 005000 04924

bc2003-hr-m72-chab-ssp-218spec 1925000e9 005000 04908

Cuadro 71 Base N

57 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

3416 3436 [Ne v] 34260

3718 3735 [O II] 37260

3720 3737 [O II] 37288

3796 3802 H10 37979

3833 3841 H90 38354

3862 3871 [Ne III] 38691

3882 3891 H8 HeI 38890

3961 3973 [Ne III] 39678

3961 3974 Hε 39701

4024 4030 He I 40262

4067 4070 [S II] 40686

4095 4107 Hδ 41017

4332 4346 Hγ 43405

4469 4475 He I 44715

4854 4868 Hβ 48613

4947 4968 [O III] 49589

4998 5019 [O III] 50068

5009 5022 He I 50157

5156 5164 [Fe VII] 51584

5193 5202 [N I] 51991

5267 5274 [Fe III] 52704

5868 5883 He I 58756

6296 6303 [O I] 63003

6303 6315 [S III] 63121

6355 6372 [O I] 63638

6538 6591 [N II] 65480

6547 6576 Hα 65628

6575 6591 [N II] 65835

6667 6681 He I 66782

6710 6743 [S II] 67164

6718 6743 [S II] 67308

7061 7072 He I 70652

Continua en la pagina siguiente

58 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

7125 7142 [Ar III] 71358

7315 7329 [O II] 73195

7320 7335 [O II] 73302

6845 6945 BC03 lowastlowast7165 7210 BC03 lowastlowast7550 7725 BC03 lowastlowast5880 5906 NaD 5890 lowast lowast lowast9059 9079 [S III] 90690

lowast Lınea de emision

lowastlowast Region en la problematica Bruzual y Charlot (2003)

lowast lowast lowast Absorcion del medio interestelar en 5896A

Cuadro 72 Mascara General desarrollada por NataliaVale Asari (2005) para Starlight

59 Marıa E Rojas A

  • Acroacutenimos
  • Introduccioacuten
  • Fundamentos de Espectroscopiacutea
    • Fundamentos
    • Espectros Astrofiacutesicos
    • Nuacutecleos Activos de Galaxias
      • Sistema NGC6240
      • Sistema NGC6240
      • Coacutedigo de Siacutentesis Espectral
        • Modelo Fiacutesico - Matemaacutetico
        • Modelo Computacional
        • Bases Espectrales
          • Construccioacuten de una Poblacioacuten Estelar Simple (SSPs)
          • Modelos de Poblaciones Estelares Simples
              • Extraccioacuten y Anaacutelisis de Espectros
                • Reduccioacuten
                • Caracterizacioacuten
                  • Espectroscopiacutea Sinteacutetica
                    • Siacutentesis espectral
                    • Sustraccioacuten espectral
                    • Caracterizacioacuten espectral
                      • Clasificacioacuten de NGC6240
                        • Propiedades fiacutesicas de NGC6240
                          • Conclusiones
                            • Bibliografiacutea
                              • Anexos
Page 51: Espectroscop a estelar sint etica, aplicaciones astrof sicas · con modelos estelares que siguen una l nea de tiempo, producidos por la combinacion de bibliotecas de evolucion estelar,

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Parametro Definicion Zona I Zona IV

[summinus of minus xj( )] Vector de poblacion estelar 9422336 9897032

[Miniminus tot] Fraccion de masa 846570E+02 706677E+03

[Mcor minus tot] Logaritmo de la masa estelar [M] 613714E+02 363687E+03

[v0minusmin(kms)] -11323 -13292

[vdminusmin(kms)] 4700 8439

[AV minusmin(mag)] Atenuacion del polvo [magnitud] -10000 -10000

Cuadro 54 Calidad del ajuste de Starlight

Zona OSP IPS YPS

I 0 176488 765745

IV 06582 355544 614753

Cuadro 55 Porcentaje de formacion estelar sintetica de NGC6240 poblacion estelar joven(YSPs) t le 0 1 Giga anos poblacion estelar con edad intermedia (ISP) 0 1 lt tISP le 2Giga anos la poblacion estelar con edad superior (OSP) 125 Giga ano Rodrıguez ZaurınJ et al (2008)

EdadLa interpretacion del termino [summinus of minus xj( )] vector poblacion xj discutido enla seccion 31 permitio clasificar la poblacion estelar sintetica en i poblacion estelarjoven (YSPs) con componentes estelares de edad t le 0 1 Giga ano ii poblacionestelar con edad intermedia (ISP) con componentes de edad entre 0 1 lt tISP le 2Giga ano y iii poblacion estelar con edad superior (OSP) con componentes de edadmayor que 12 5 Giga ano Rodrıguez Zaurın J et al (2008) Es entonces como alrealizar un tabulacion de este vector en la sıntesis de NGC6240 se puede concluirque mas del 60 de la poblacion estelar corresponde a poblacion estelar joven elporcentaje de cada componente segun la zona se especifica en la cuadro 55

MetalicidadEl porcentaje de las metalicidades empleadas para reproducir el sistema NGC6240fueron tabulados en el cuadro 56 Se puede concluir que existe una contribucion depoblacion estelar de tipo frıo K o M ya que la metalicidad de este tipo de poblacioneses aproximadamente cero mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para lazona IV pertenecen a poblaciones mas calientes de tipo espectral O y M

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 41 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Zona 02Z( ) 04Z( ) 1Z( ) 25Z( )

I 219 3618 5583 00002

IV 1289 4501 4105 0

Cuadro 56 Porcentaje de la metalicidad media en la sıntesis de NGC6240

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 42 Marıa E Rojas A

CAPITULO 6

Conclusiones

Del mapeo de la galaxia NGC 6240 se logro extraer un espectro de buenas caracte-rısticas correspondiente a las zonas I y IV las cuales responden a las zonas espacialesde los nucleos de la galaxia mientras que para las demas zonas es necesario aunrealizar algunas reducciones con mayor detalle para lograr ası eliminar el alto ruidopresente en los espectros

Sobre los espectros espacialmente definidos se realizo una extraccion que permitioidentificar las lıneas de emision y absorcion presente en la zonas I y IV

Con base en la combinacion de las bases de poblaciones estelares de Bruzual GCharlot S (2003) se construyo un espectro sintetico de buenas caracterısticas conla ejecucion de Spectral Synthesis Code -Starlight Cid Fernandes R (2005) en laszonas I y IV

Se realizo una sustraccion entre el espectro observado y el espectro sintetico a fin deeliminar la componente de absorcion asociada con la formacion estelar reproducidacon el espectro sintetico obtenido dando origen a una tabla de flujos reales de lıneasde emision que no habıan sido posible medir debido a la superposicion de las lıneasde absorcion asociadas a la actividad de formacion estelar de la galaxia huesped

La poblacion estelar presente en el espectro sintetico de NGC 6240 segun la literaturade Rodrıguez Zaurın J (2008) es una poblacion estelar joven con edades entret le 0 1 Giga ano con un porcentaje del 765745 en la zona I y 614753 enla zona IV La poblacion estelar con edad intermedia entre 0 1 lt tISP le 2 Gigaano presentan un porcentaje mas bajo del 176488 y 355544 en las zonas I yIV respectivamente Mientras que la poblacion estelar mayor de 125 Giga ano notienen asociado ningun porcentaje en la contribucion del espectro sintetico

43

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Existe una poca contribucion de poblacion estelar de tipo frıo K o M en NGC6240ya que la metalicidad de este tipo de poblaciones es aproximadamente cero en lasıntesis espectral mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para la zona IVpertenecen a poblaciones jovenes de tipo espectral O y M

44 Marıa E Rojas A

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BIBLIOGRAFIA 50 Marıa E Rojas A

CAPITULO 7

Anexos

SSP Edad [anos] Z Mstar

bc2003-hr-m42-chab-ssp-032spec 000174e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-034spec 000191e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-051spec 000417e9 000400 09666

bc2003-hr-m42-chab-ssp-052spec 000437e9 000400 09622

bc2003-hr-m42-chab-ssp-053spec 000457e9 000400 09579

bc2003-hr-m42-chab-ssp-054spec 000479e9 000400 09534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-055spec 000501e9 000400 09488

bc2003-hr-m42-chab-ssp-070spec 001000e9 000400 08862

bc2003-hr-m42-chab-ssp-073spec 001148e9 000400 08752

bc2003-hr-m42-chab-ssp-074spec 001202e9 000400 08716

bc2003-hr-m42-chab-ssp-075spec 001259e9 000400 08680

bc2003-hr-m42-chab-ssp-076spec 001318e9 000400 08644

bc2003-hr-m42-chab-ssp-077spec 001380e9 000400 08608

bc2003-hr-m42-chab-ssp-078spec 001445e9 000400 08571

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Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

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bc2003-hr-m72-chab-ssp-126spec 032103e9 005000 06566

bc2003-hr-m72-chab-ssp-127spec 036020e9 005000 06514

bc2003-hr-m72-chab-ssp-128spec 040415e9 005000 06461

bc2003-hr-m72-chab-ssp-129spec 045347e9 005000 06410

bc2003-hr-m72-chab-ssp-130spec 050880e9 005000 06356

bc2003-hr-m72-chab-ssp-131spec 057088e9 005000 06302

bc2003-hr-m72-chab-ssp-132spec 064054e9 005000 06253

bc2003-hr-m72-chab-ssp-133spec 071870e9 005000 06196

bc2003-hr-m72-chab-ssp-134spec 080640e9 005000 06143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-135spec 090479e9 005000 06088

bc2003-hr-m72-chab-ssp-201spec 1500000e9 005000 04972

bc2003-hr-m72-chab-ssp-204spec 1575000e9 005000 04960

bc2003-hr-m72-chab-ssp-214spec 1825000e9 005000 04924

bc2003-hr-m72-chab-ssp-218spec 1925000e9 005000 04908

Cuadro 71 Base N

57 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

3416 3436 [Ne v] 34260

3718 3735 [O II] 37260

3720 3737 [O II] 37288

3796 3802 H10 37979

3833 3841 H90 38354

3862 3871 [Ne III] 38691

3882 3891 H8 HeI 38890

3961 3973 [Ne III] 39678

3961 3974 Hε 39701

4024 4030 He I 40262

4067 4070 [S II] 40686

4095 4107 Hδ 41017

4332 4346 Hγ 43405

4469 4475 He I 44715

4854 4868 Hβ 48613

4947 4968 [O III] 49589

4998 5019 [O III] 50068

5009 5022 He I 50157

5156 5164 [Fe VII] 51584

5193 5202 [N I] 51991

5267 5274 [Fe III] 52704

5868 5883 He I 58756

6296 6303 [O I] 63003

6303 6315 [S III] 63121

6355 6372 [O I] 63638

6538 6591 [N II] 65480

6547 6576 Hα 65628

6575 6591 [N II] 65835

6667 6681 He I 66782

6710 6743 [S II] 67164

6718 6743 [S II] 67308

7061 7072 He I 70652

Continua en la pagina siguiente

58 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

7125 7142 [Ar III] 71358

7315 7329 [O II] 73195

7320 7335 [O II] 73302

6845 6945 BC03 lowastlowast7165 7210 BC03 lowastlowast7550 7725 BC03 lowastlowast5880 5906 NaD 5890 lowast lowast lowast9059 9079 [S III] 90690

lowast Lınea de emision

lowastlowast Region en la problematica Bruzual y Charlot (2003)

lowast lowast lowast Absorcion del medio interestelar en 5896A

Cuadro 72 Mascara General desarrollada por NataliaVale Asari (2005) para Starlight

59 Marıa E Rojas A

  • Acroacutenimos
  • Introduccioacuten
  • Fundamentos de Espectroscopiacutea
    • Fundamentos
    • Espectros Astrofiacutesicos
    • Nuacutecleos Activos de Galaxias
      • Sistema NGC6240
      • Sistema NGC6240
      • Coacutedigo de Siacutentesis Espectral
        • Modelo Fiacutesico - Matemaacutetico
        • Modelo Computacional
        • Bases Espectrales
          • Construccioacuten de una Poblacioacuten Estelar Simple (SSPs)
          • Modelos de Poblaciones Estelares Simples
              • Extraccioacuten y Anaacutelisis de Espectros
                • Reduccioacuten
                • Caracterizacioacuten
                  • Espectroscopiacutea Sinteacutetica
                    • Siacutentesis espectral
                    • Sustraccioacuten espectral
                    • Caracterizacioacuten espectral
                      • Clasificacioacuten de NGC6240
                        • Propiedades fiacutesicas de NGC6240
                          • Conclusiones
                            • Bibliografiacutea
                              • Anexos
Page 52: Espectroscop a estelar sint etica, aplicaciones astrof sicas · con modelos estelares que siguen una l nea de tiempo, producidos por la combinacion de bibliotecas de evolucion estelar,

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Zona 02Z( ) 04Z( ) 1Z( ) 25Z( )

I 219 3618 5583 00002

IV 1289 4501 4105 0

Cuadro 56 Porcentaje de la metalicidad media en la sıntesis de NGC6240

54 PROPIEDADES FISICAS DE NGC6240 42 Marıa E Rojas A

CAPITULO 6

Conclusiones

Del mapeo de la galaxia NGC 6240 se logro extraer un espectro de buenas caracte-rısticas correspondiente a las zonas I y IV las cuales responden a las zonas espacialesde los nucleos de la galaxia mientras que para las demas zonas es necesario aunrealizar algunas reducciones con mayor detalle para lograr ası eliminar el alto ruidopresente en los espectros

Sobre los espectros espacialmente definidos se realizo una extraccion que permitioidentificar las lıneas de emision y absorcion presente en la zonas I y IV

Con base en la combinacion de las bases de poblaciones estelares de Bruzual GCharlot S (2003) se construyo un espectro sintetico de buenas caracterısticas conla ejecucion de Spectral Synthesis Code -Starlight Cid Fernandes R (2005) en laszonas I y IV

Se realizo una sustraccion entre el espectro observado y el espectro sintetico a fin deeliminar la componente de absorcion asociada con la formacion estelar reproducidacon el espectro sintetico obtenido dando origen a una tabla de flujos reales de lıneasde emision que no habıan sido posible medir debido a la superposicion de las lıneasde absorcion asociadas a la actividad de formacion estelar de la galaxia huesped

La poblacion estelar presente en el espectro sintetico de NGC 6240 segun la literaturade Rodrıguez Zaurın J (2008) es una poblacion estelar joven con edades entret le 0 1 Giga ano con un porcentaje del 765745 en la zona I y 614753 enla zona IV La poblacion estelar con edad intermedia entre 0 1 lt tISP le 2 Gigaano presentan un porcentaje mas bajo del 176488 y 355544 en las zonas I yIV respectivamente Mientras que la poblacion estelar mayor de 125 Giga ano notienen asociado ningun porcentaje en la contribucion del espectro sintetico

43

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Existe una poca contribucion de poblacion estelar de tipo frıo K o M en NGC6240ya que la metalicidad de este tipo de poblaciones es aproximadamente cero en lasıntesis espectral mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para la zona IVpertenecen a poblaciones jovenes de tipo espectral O y M

44 Marıa E Rojas A

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BIBLIOGRAFIA 50 Marıa E Rojas A

CAPITULO 7

Anexos

SSP Edad [anos] Z Mstar

bc2003-hr-m42-chab-ssp-032spec 000174e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-034spec 000191e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-051spec 000417e9 000400 09666

bc2003-hr-m42-chab-ssp-052spec 000437e9 000400 09622

bc2003-hr-m42-chab-ssp-053spec 000457e9 000400 09579

bc2003-hr-m42-chab-ssp-054spec 000479e9 000400 09534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-055spec 000501e9 000400 09488

bc2003-hr-m42-chab-ssp-070spec 001000e9 000400 08862

bc2003-hr-m42-chab-ssp-073spec 001148e9 000400 08752

bc2003-hr-m42-chab-ssp-074spec 001202e9 000400 08716

bc2003-hr-m42-chab-ssp-075spec 001259e9 000400 08680

bc2003-hr-m42-chab-ssp-076spec 001318e9 000400 08644

bc2003-hr-m42-chab-ssp-077spec 001380e9 000400 08608

bc2003-hr-m42-chab-ssp-078spec 001445e9 000400 08571

bc2003-hr-m42-chab-ssp-079spec 001514e9 000400 08534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-080spec 001585e9 000400 08501

bc2003-hr-m42-chab-ssp-081spec 001660e9 000400 08469

bc2003-hr-m42-chab-ssp-082spec 001738e9 000400 08436

Continua en la pagina siguiente

51

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m42-chab-ssp-084spec 001905e9 000400 08369

bc2003-hr-m42-chab-ssp-087spec 002188e9 000400 08269

bc2003-hr-m42-chab-ssp-088spec 002291e9 000400 08237

bc2003-hr-m42-chab-ssp-112spec 006405e9 000400 07525

bc2003-hr-m42-chab-ssp-113spec 007187e9 000400 07446

bc2003-hr-m42-chab-ssp-114spec 008064e9 000400 07366

bc2003-hr-m42-chab-ssp-115spec 009048e9 000400 07287

bc2003-hr-m42-chab-ssp-116spec 010152e9 000400 07207

bc2003-hr-m42-chab-ssp-117spec 011391e9 000400 07130

bc2003-hr-m42-chab-ssp-118spec 012780e9 000400 07064

bc2003-hr-m42-chab-ssp-119spec 014340e9 000400 06997

bc2003-hr-m42-chab-ssp-120spec 016090e9 000400 06930

bc2003-hr-m42-chab-ssp-121spec 018053e9 000400 06863

bc2003-hr-m42-chab-ssp-122spec 020256e9 000400 06800

bc2003-hr-m42-chab-ssp-123spec 022727e9 000400 06738

bc2003-hr-m42-chab-ssp-124spec 025500e9 000400 06676

bc2003-hr-m42-chab-ssp-125spec 028612e9 000400 06613

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52 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

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53 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

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54 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

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55 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

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56 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

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bc2003-hr-m72-chab-ssp-134spec 080640e9 005000 06143

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bc2003-hr-m72-chab-ssp-201spec 1500000e9 005000 04972

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bc2003-hr-m72-chab-ssp-214spec 1825000e9 005000 04924

bc2003-hr-m72-chab-ssp-218spec 1925000e9 005000 04908

Cuadro 71 Base N

57 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

3416 3436 [Ne v] 34260

3718 3735 [O II] 37260

3720 3737 [O II] 37288

3796 3802 H10 37979

3833 3841 H90 38354

3862 3871 [Ne III] 38691

3882 3891 H8 HeI 38890

3961 3973 [Ne III] 39678

3961 3974 Hε 39701

4024 4030 He I 40262

4067 4070 [S II] 40686

4095 4107 Hδ 41017

4332 4346 Hγ 43405

4469 4475 He I 44715

4854 4868 Hβ 48613

4947 4968 [O III] 49589

4998 5019 [O III] 50068

5009 5022 He I 50157

5156 5164 [Fe VII] 51584

5193 5202 [N I] 51991

5267 5274 [Fe III] 52704

5868 5883 He I 58756

6296 6303 [O I] 63003

6303 6315 [S III] 63121

6355 6372 [O I] 63638

6538 6591 [N II] 65480

6547 6576 Hα 65628

6575 6591 [N II] 65835

6667 6681 He I 66782

6710 6743 [S II] 67164

6718 6743 [S II] 67308

7061 7072 He I 70652

Continua en la pagina siguiente

58 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

7125 7142 [Ar III] 71358

7315 7329 [O II] 73195

7320 7335 [O II] 73302

6845 6945 BC03 lowastlowast7165 7210 BC03 lowastlowast7550 7725 BC03 lowastlowast5880 5906 NaD 5890 lowast lowast lowast9059 9079 [S III] 90690

lowast Lınea de emision

lowastlowast Region en la problematica Bruzual y Charlot (2003)

lowast lowast lowast Absorcion del medio interestelar en 5896A

Cuadro 72 Mascara General desarrollada por NataliaVale Asari (2005) para Starlight

59 Marıa E Rojas A

  • Acroacutenimos
  • Introduccioacuten
  • Fundamentos de Espectroscopiacutea
    • Fundamentos
    • Espectros Astrofiacutesicos
    • Nuacutecleos Activos de Galaxias
      • Sistema NGC6240
      • Sistema NGC6240
      • Coacutedigo de Siacutentesis Espectral
        • Modelo Fiacutesico - Matemaacutetico
        • Modelo Computacional
        • Bases Espectrales
          • Construccioacuten de una Poblacioacuten Estelar Simple (SSPs)
          • Modelos de Poblaciones Estelares Simples
              • Extraccioacuten y Anaacutelisis de Espectros
                • Reduccioacuten
                • Caracterizacioacuten
                  • Espectroscopiacutea Sinteacutetica
                    • Siacutentesis espectral
                    • Sustraccioacuten espectral
                    • Caracterizacioacuten espectral
                      • Clasificacioacuten de NGC6240
                        • Propiedades fiacutesicas de NGC6240
                          • Conclusiones
                            • Bibliografiacutea
                              • Anexos
Page 53: Espectroscop a estelar sint etica, aplicaciones astrof sicas · con modelos estelares que siguen una l nea de tiempo, producidos por la combinacion de bibliotecas de evolucion estelar,

CAPITULO 6

Conclusiones

Del mapeo de la galaxia NGC 6240 se logro extraer un espectro de buenas caracte-rısticas correspondiente a las zonas I y IV las cuales responden a las zonas espacialesde los nucleos de la galaxia mientras que para las demas zonas es necesario aunrealizar algunas reducciones con mayor detalle para lograr ası eliminar el alto ruidopresente en los espectros

Sobre los espectros espacialmente definidos se realizo una extraccion que permitioidentificar las lıneas de emision y absorcion presente en la zonas I y IV

Con base en la combinacion de las bases de poblaciones estelares de Bruzual GCharlot S (2003) se construyo un espectro sintetico de buenas caracterısticas conla ejecucion de Spectral Synthesis Code -Starlight Cid Fernandes R (2005) en laszonas I y IV

Se realizo una sustraccion entre el espectro observado y el espectro sintetico a fin deeliminar la componente de absorcion asociada con la formacion estelar reproducidacon el espectro sintetico obtenido dando origen a una tabla de flujos reales de lıneasde emision que no habıan sido posible medir debido a la superposicion de las lıneasde absorcion asociadas a la actividad de formacion estelar de la galaxia huesped

La poblacion estelar presente en el espectro sintetico de NGC 6240 segun la literaturade Rodrıguez Zaurın J (2008) es una poblacion estelar joven con edades entret le 0 1 Giga ano con un porcentaje del 765745 en la zona I y 614753 enla zona IV La poblacion estelar con edad intermedia entre 0 1 lt tISP le 2 Gigaano presentan un porcentaje mas bajo del 176488 y 355544 en las zonas I yIV respectivamente Mientras que la poblacion estelar mayor de 125 Giga ano notienen asociado ningun porcentaje en la contribucion del espectro sintetico

43

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Existe una poca contribucion de poblacion estelar de tipo frıo K o M en NGC6240ya que la metalicidad de este tipo de poblaciones es aproximadamente cero en lasıntesis espectral mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para la zona IVpertenecen a poblaciones jovenes de tipo espectral O y M

44 Marıa E Rojas A

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BIBLIOGRAFIA 50 Marıa E Rojas A

CAPITULO 7

Anexos

SSP Edad [anos] Z Mstar

bc2003-hr-m42-chab-ssp-032spec 000174e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-034spec 000191e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-051spec 000417e9 000400 09666

bc2003-hr-m42-chab-ssp-052spec 000437e9 000400 09622

bc2003-hr-m42-chab-ssp-053spec 000457e9 000400 09579

bc2003-hr-m42-chab-ssp-054spec 000479e9 000400 09534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-055spec 000501e9 000400 09488

bc2003-hr-m42-chab-ssp-070spec 001000e9 000400 08862

bc2003-hr-m42-chab-ssp-073spec 001148e9 000400 08752

bc2003-hr-m42-chab-ssp-074spec 001202e9 000400 08716

bc2003-hr-m42-chab-ssp-075spec 001259e9 000400 08680

bc2003-hr-m42-chab-ssp-076spec 001318e9 000400 08644

bc2003-hr-m42-chab-ssp-077spec 001380e9 000400 08608

bc2003-hr-m42-chab-ssp-078spec 001445e9 000400 08571

bc2003-hr-m42-chab-ssp-079spec 001514e9 000400 08534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-080spec 001585e9 000400 08501

bc2003-hr-m42-chab-ssp-081spec 001660e9 000400 08469

bc2003-hr-m42-chab-ssp-082spec 001738e9 000400 08436

Continua en la pagina siguiente

51

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m42-chab-ssp-084spec 001905e9 000400 08369

bc2003-hr-m42-chab-ssp-087spec 002188e9 000400 08269

bc2003-hr-m42-chab-ssp-088spec 002291e9 000400 08237

bc2003-hr-m42-chab-ssp-112spec 006405e9 000400 07525

bc2003-hr-m42-chab-ssp-113spec 007187e9 000400 07446

bc2003-hr-m42-chab-ssp-114spec 008064e9 000400 07366

bc2003-hr-m42-chab-ssp-115spec 009048e9 000400 07287

bc2003-hr-m42-chab-ssp-116spec 010152e9 000400 07207

bc2003-hr-m42-chab-ssp-117spec 011391e9 000400 07130

bc2003-hr-m42-chab-ssp-118spec 012780e9 000400 07064

bc2003-hr-m42-chab-ssp-119spec 014340e9 000400 06997

bc2003-hr-m42-chab-ssp-120spec 016090e9 000400 06930

bc2003-hr-m42-chab-ssp-121spec 018053e9 000400 06863

bc2003-hr-m42-chab-ssp-122spec 020256e9 000400 06800

bc2003-hr-m42-chab-ssp-123spec 022727e9 000400 06738

bc2003-hr-m42-chab-ssp-124spec 025500e9 000400 06676

bc2003-hr-m42-chab-ssp-125spec 028612e9 000400 06613

bc2003-hr-m42-chab-ssp-126spec 032103e9 000400 06550

bc2003-hr-m42-chab-ssp-127spec 036020e9 000400 06486

bc2003-hr-m42-chab-ssp-128spec 040415e9 000400 06427

bc2003-hr-m42-chab-ssp-129spec 045347e9 000400 06370

bc2003-hr-m42-chab-ssp-130spec 050880e9 000400 06313

bc2003-hr-m42-chab-ssp-131spec 057088e9 000400 06256

bc2003-hr-m42-chab-ssp-132spec 064054e9 000400 06197

bc2003-hr-m42-chab-ssp-133spec 071870e9 000400 06140

bc2003-hr-m42-chab-ssp-134spec 080640e9 000400 06082

bc2003-hr-m42-chab-ssp-135spec 090479e9 000400 06024

bc2003-hr-m42-chab-ssp-201spec 1500000e9 000400 04919

bc2003-hr-m42-chab-ssp-204spec 1575000e9 000400 04915

bc2003-hr-m42-chab-ssp-214spec 1825000e9 000400 04875

bc2003-hr-m42-chab-ssp-218spec 1925000e9 000400 04872

bc2003-hr-m52-chab-ssp-031spec 000166e9 000800 10000

Continua en la pagina siguiente

52 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-032spec 000174e9 000800 10000

bc2003-hr-m52-chab-ssp-034spec 000191e9 000800 10000

bc2003-hr-m52-chab-ssp-051spec 000417e9 000800 09645

bc2003-hr-m52-chab-ssp-052spec 000437e9 000800 09599

bc2003-hr-m52-chab-ssp-054spec 000479e9 000800 09496

bc2003-hr-m52-chab-ssp-055spec 000501e9 000800 09443

bc2003-hr-m52-chab-ssp-070spec 001000e9 000800 08827

bc2003-hr-m52-chab-ssp-073spec 001148e9 000800 08725

bc2003-hr-m52-chab-ssp-074spec 001202e9 000800 08691

bc2003-hr-m52-chab-ssp-075spec 001259e9 000800 08657

bc2003-hr-m52-chab-ssp-076spec 001318e9 000800 08622

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53 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-123spec 022727e9 000800 06781

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bc2003-hr-m62-chab-ssp-077spec 001380e9 002000 08503

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54 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-078spec 001445e9 002000 08472

bc2003-hr-m62-chab-ssp-079spec 001514e9 002000 08440

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bc2003-hr-m62-chab-ssp-117spec 011391e9 002000 07150

bc2003-hr-m62-chab-ssp-118spec 012780e9 002000 07093

bc2003-hr-m62-chab-ssp-119spec 014340e9 002000 07036

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bc2003-hr-m62-chab-ssp-201spec 1500000e9 002000 04999

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55 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-204spec 1575000e9 002000 04991

bc2003-hr-m62-chab-ssp-214spec 1825000e9 002000 04946

bc2003-hr-m62-chab-ssp-218spec 1925000e9 002000 04941

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bc2003-hr-m72-chab-ssp-055spec 000501e9 005000 09147

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bc2003-hr-m72-chab-ssp-073spec 001148e9 005000 08427

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bc2003-hr-m72-chab-ssp-075spec 001259e9 005000 08360

bc2003-hr-m72-chab-ssp-076spec 001318e9 005000 08326

bc2003-hr-m72-chab-ssp-077spec 001380e9 005000 08292

bc2003-hr-m72-chab-ssp-078spec 001445e9 005000 08262

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bc2003-hr-m72-chab-ssp-087spec 002188e9 005000 07990

bc2003-hr-m72-chab-ssp-088spec 002291e9 005000 07958

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bc2003-hr-m72-chab-ssp-116spec 010152e9 005000 07092

bc2003-hr-m72-chab-ssp-117spec 011391e9 005000 07039

bc2003-hr-m72-chab-ssp-118spec 012780e9 005000 06985

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56 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m72-chab-ssp-119spec 014340e9 005000 06930

bc2003-hr-m72-chab-ssp-120spec 016090e9 005000 06876

bc2003-hr-m72-chab-ssp-121spec 018053e9 005000 06823

bc2003-hr-m72-chab-ssp-122spec 020256e9 005000 06771

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bc2003-hr-m72-chab-ssp-124spec 025500e9 005000 06669

bc2003-hr-m72-chab-ssp-125spec 028612e9 005000 06618

bc2003-hr-m72-chab-ssp-126spec 032103e9 005000 06566

bc2003-hr-m72-chab-ssp-127spec 036020e9 005000 06514

bc2003-hr-m72-chab-ssp-128spec 040415e9 005000 06461

bc2003-hr-m72-chab-ssp-129spec 045347e9 005000 06410

bc2003-hr-m72-chab-ssp-130spec 050880e9 005000 06356

bc2003-hr-m72-chab-ssp-131spec 057088e9 005000 06302

bc2003-hr-m72-chab-ssp-132spec 064054e9 005000 06253

bc2003-hr-m72-chab-ssp-133spec 071870e9 005000 06196

bc2003-hr-m72-chab-ssp-134spec 080640e9 005000 06143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-135spec 090479e9 005000 06088

bc2003-hr-m72-chab-ssp-201spec 1500000e9 005000 04972

bc2003-hr-m72-chab-ssp-204spec 1575000e9 005000 04960

bc2003-hr-m72-chab-ssp-214spec 1825000e9 005000 04924

bc2003-hr-m72-chab-ssp-218spec 1925000e9 005000 04908

Cuadro 71 Base N

57 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

3416 3436 [Ne v] 34260

3718 3735 [O II] 37260

3720 3737 [O II] 37288

3796 3802 H10 37979

3833 3841 H90 38354

3862 3871 [Ne III] 38691

3882 3891 H8 HeI 38890

3961 3973 [Ne III] 39678

3961 3974 Hε 39701

4024 4030 He I 40262

4067 4070 [S II] 40686

4095 4107 Hδ 41017

4332 4346 Hγ 43405

4469 4475 He I 44715

4854 4868 Hβ 48613

4947 4968 [O III] 49589

4998 5019 [O III] 50068

5009 5022 He I 50157

5156 5164 [Fe VII] 51584

5193 5202 [N I] 51991

5267 5274 [Fe III] 52704

5868 5883 He I 58756

6296 6303 [O I] 63003

6303 6315 [S III] 63121

6355 6372 [O I] 63638

6538 6591 [N II] 65480

6547 6576 Hα 65628

6575 6591 [N II] 65835

6667 6681 He I 66782

6710 6743 [S II] 67164

6718 6743 [S II] 67308

7061 7072 He I 70652

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58 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

7125 7142 [Ar III] 71358

7315 7329 [O II] 73195

7320 7335 [O II] 73302

6845 6945 BC03 lowastlowast7165 7210 BC03 lowastlowast7550 7725 BC03 lowastlowast5880 5906 NaD 5890 lowast lowast lowast9059 9079 [S III] 90690

lowast Lınea de emision

lowastlowast Region en la problematica Bruzual y Charlot (2003)

lowast lowast lowast Absorcion del medio interestelar en 5896A

Cuadro 72 Mascara General desarrollada por NataliaVale Asari (2005) para Starlight

59 Marıa E Rojas A

  • Acroacutenimos
  • Introduccioacuten
  • Fundamentos de Espectroscopiacutea
    • Fundamentos
    • Espectros Astrofiacutesicos
    • Nuacutecleos Activos de Galaxias
      • Sistema NGC6240
      • Sistema NGC6240
      • Coacutedigo de Siacutentesis Espectral
        • Modelo Fiacutesico - Matemaacutetico
        • Modelo Computacional
        • Bases Espectrales
          • Construccioacuten de una Poblacioacuten Estelar Simple (SSPs)
          • Modelos de Poblaciones Estelares Simples
              • Extraccioacuten y Anaacutelisis de Espectros
                • Reduccioacuten
                • Caracterizacioacuten
                  • Espectroscopiacutea Sinteacutetica
                    • Siacutentesis espectral
                    • Sustraccioacuten espectral
                    • Caracterizacioacuten espectral
                      • Clasificacioacuten de NGC6240
                        • Propiedades fiacutesicas de NGC6240
                          • Conclusiones
                            • Bibliografiacutea
                              • Anexos
Page 54: Espectroscop a estelar sint etica, aplicaciones astrof sicas · con modelos estelares que siguen una l nea de tiempo, producidos por la combinacion de bibliotecas de evolucion estelar,

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Existe una poca contribucion de poblacion estelar de tipo frıo K o M en NGC6240ya que la metalicidad de este tipo de poblaciones es aproximadamente cero en lasıntesis espectral mientras que el 5553 para la zona I y 4105 para la zona IVpertenecen a poblaciones jovenes de tipo espectral O y M

44 Marıa E Rojas A

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BIBLIOGRAFIA 50 Marıa E Rojas A

CAPITULO 7

Anexos

SSP Edad [anos] Z Mstar

bc2003-hr-m42-chab-ssp-032spec 000174e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-034spec 000191e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-051spec 000417e9 000400 09666

bc2003-hr-m42-chab-ssp-052spec 000437e9 000400 09622

bc2003-hr-m42-chab-ssp-053spec 000457e9 000400 09579

bc2003-hr-m42-chab-ssp-054spec 000479e9 000400 09534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-055spec 000501e9 000400 09488

bc2003-hr-m42-chab-ssp-070spec 001000e9 000400 08862

bc2003-hr-m42-chab-ssp-073spec 001148e9 000400 08752

bc2003-hr-m42-chab-ssp-074spec 001202e9 000400 08716

bc2003-hr-m42-chab-ssp-075spec 001259e9 000400 08680

bc2003-hr-m42-chab-ssp-076spec 001318e9 000400 08644

bc2003-hr-m42-chab-ssp-077spec 001380e9 000400 08608

bc2003-hr-m42-chab-ssp-078spec 001445e9 000400 08571

bc2003-hr-m42-chab-ssp-079spec 001514e9 000400 08534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-080spec 001585e9 000400 08501

bc2003-hr-m42-chab-ssp-081spec 001660e9 000400 08469

bc2003-hr-m42-chab-ssp-082spec 001738e9 000400 08436

Continua en la pagina siguiente

51

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m42-chab-ssp-084spec 001905e9 000400 08369

bc2003-hr-m42-chab-ssp-087spec 002188e9 000400 08269

bc2003-hr-m42-chab-ssp-088spec 002291e9 000400 08237

bc2003-hr-m42-chab-ssp-112spec 006405e9 000400 07525

bc2003-hr-m42-chab-ssp-113spec 007187e9 000400 07446

bc2003-hr-m42-chab-ssp-114spec 008064e9 000400 07366

bc2003-hr-m42-chab-ssp-115spec 009048e9 000400 07287

bc2003-hr-m42-chab-ssp-116spec 010152e9 000400 07207

bc2003-hr-m42-chab-ssp-117spec 011391e9 000400 07130

bc2003-hr-m42-chab-ssp-118spec 012780e9 000400 07064

bc2003-hr-m42-chab-ssp-119spec 014340e9 000400 06997

bc2003-hr-m42-chab-ssp-120spec 016090e9 000400 06930

bc2003-hr-m42-chab-ssp-121spec 018053e9 000400 06863

bc2003-hr-m42-chab-ssp-122spec 020256e9 000400 06800

bc2003-hr-m42-chab-ssp-123spec 022727e9 000400 06738

bc2003-hr-m42-chab-ssp-124spec 025500e9 000400 06676

bc2003-hr-m42-chab-ssp-125spec 028612e9 000400 06613

bc2003-hr-m42-chab-ssp-126spec 032103e9 000400 06550

bc2003-hr-m42-chab-ssp-127spec 036020e9 000400 06486

bc2003-hr-m42-chab-ssp-128spec 040415e9 000400 06427

bc2003-hr-m42-chab-ssp-129spec 045347e9 000400 06370

bc2003-hr-m42-chab-ssp-130spec 050880e9 000400 06313

bc2003-hr-m42-chab-ssp-131spec 057088e9 000400 06256

bc2003-hr-m42-chab-ssp-132spec 064054e9 000400 06197

bc2003-hr-m42-chab-ssp-133spec 071870e9 000400 06140

bc2003-hr-m42-chab-ssp-134spec 080640e9 000400 06082

bc2003-hr-m42-chab-ssp-135spec 090479e9 000400 06024

bc2003-hr-m42-chab-ssp-201spec 1500000e9 000400 04919

bc2003-hr-m42-chab-ssp-204spec 1575000e9 000400 04915

bc2003-hr-m42-chab-ssp-214spec 1825000e9 000400 04875

bc2003-hr-m42-chab-ssp-218spec 1925000e9 000400 04872

bc2003-hr-m52-chab-ssp-031spec 000166e9 000800 10000

Continua en la pagina siguiente

52 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-032spec 000174e9 000800 10000

bc2003-hr-m52-chab-ssp-034spec 000191e9 000800 10000

bc2003-hr-m52-chab-ssp-051spec 000417e9 000800 09645

bc2003-hr-m52-chab-ssp-052spec 000437e9 000800 09599

bc2003-hr-m52-chab-ssp-054spec 000479e9 000800 09496

bc2003-hr-m52-chab-ssp-055spec 000501e9 000800 09443

bc2003-hr-m52-chab-ssp-070spec 001000e9 000800 08827

bc2003-hr-m52-chab-ssp-073spec 001148e9 000800 08725

bc2003-hr-m52-chab-ssp-074spec 001202e9 000800 08691

bc2003-hr-m52-chab-ssp-075spec 001259e9 000800 08657

bc2003-hr-m52-chab-ssp-076spec 001318e9 000800 08622

bc2003-hr-m52-chab-ssp-077spec 001380e9 000800 08587

bc2003-hr-m52-chab-ssp-078spec 001445e9 000800 08552

bc2003-hr-m52-chab-ssp-079spec 001514e9 000800 08517

bc2003-hr-m52-chab-ssp-080spec 001585e9 000800 08485

bc2003-hr-m52-chab-ssp-081spec 001660e9 000800 08453

bc2003-hr-m52-chab-ssp-082spec 001738e9 000800 08420

bc2003-hr-m52-chab-ssp-083spec 001820e9 000800 08387

bc2003-hr-m52-chab-ssp-084spec 001905e9 000800 08354

bc2003-hr-m52-chab-ssp-087spec 002188e9 000800 08256

bc2003-hr-m52-chab-ssp-088spec 002291e9 000800 08226

bc2003-hr-m52-chab-ssp-112spec 006405e9 000800 07527

bc2003-hr-m52-chab-ssp-113spec 007187e9 000800 07451

bc2003-hr-m52-chab-ssp-114spec 008064e9 000800 07376

bc2003-hr-m52-chab-ssp-115spec 009048e9 000800 07301

bc2003-hr-m52-chab-ssp-116spec 010152e9 000800 07226

bc2003-hr-m52-chab-ssp-117spec 011391e9 000800 07150

bc2003-hr-m52-chab-ssp-118spec 012780e9 000800 07088

bc2003-hr-m52-chab-ssp-119spec 014340e9 000800 07026

bc2003-hr-m52-chab-ssp-120spec 016090e9 000800 06963

bc2003-hr-m52-chab-ssp-121spec 018053e9 000800 06900

bc2003-hr-m52-chab-ssp-122spec 020256e9 000800 06838

Continua en la pagina siguiente

53 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-123spec 022727e9 000800 06781

bc2003-hr-m52-chab-ssp-124spec 025500e9 000800 06723

bc2003-hr-m52-chab-ssp-125spec 028612e9 000800 06665

bc2003-hr-m52-chab-ssp-126spec 032103e9 000800 06607

bc2003-hr-m52-chab-ssp-127spec 036020e9 000800 06548

bc2003-hr-m52-chab-ssp-128spec 040415e9 000800 06490

bc2003-hr-m52-chab-ssp-129spec 045347e9 000800 06434

bc2003-hr-m52-chab-ssp-130spec 050880e9 000800 06377

bc2003-hr-m52-chab-ssp-131spec 057088e9 000800 06318

bc2003-hr-m52-chab-ssp-132spec 064054e9 000800 06266

bc2003-hr-m52-chab-ssp-133spec 071870e9 000800 06205

bc2003-hr-m52-chab-ssp-134spec 080640e9 000800 06145

bc2003-hr-m52-chab-ssp-135spec 090479e9 000800 06086

bc2003-hr-m52-chab-ssp-201spec 1500000e9 000800 04936

bc2003-hr-m52-chab-ssp-204spec 1575000e9 000800 04935

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bc2003-hr-m52-chab-ssp-218spec 1925000e9 000800 04882

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bc2003-hr-m62-chab-ssp-032spec 000174e9 002000 10000

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bc2003-hr-m62-chab-ssp-055spec 000501e9 002000 09342

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bc2003-hr-m62-chab-ssp-077spec 001380e9 002000 08503

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54 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-078spec 001445e9 002000 08472

bc2003-hr-m62-chab-ssp-079spec 001514e9 002000 08440

bc2003-hr-m62-chab-ssp-081spec 001660e9 002000 08375

bc2003-hr-m62-chab-ssp-082spec 001738e9 002000 08342

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bc2003-hr-m62-chab-ssp-088spec 002291e9 002000 08159

bc2003-hr-m62-chab-ssp-112spec 006405e9 002000 07502

bc2003-hr-m62-chab-ssp-113spec 007187e9 002000 07429

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bc2003-hr-m62-chab-ssp-117spec 011391e9 002000 07150

bc2003-hr-m62-chab-ssp-118spec 012780e9 002000 07093

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bc2003-hr-m62-chab-ssp-125spec 028612e9 002000 06700

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bc2003-hr-m62-chab-ssp-201spec 1500000e9 002000 04999

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55 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-204spec 1575000e9 002000 04991

bc2003-hr-m62-chab-ssp-214spec 1825000e9 002000 04946

bc2003-hr-m62-chab-ssp-218spec 1925000e9 002000 04941

bc2003-hr-m72-chab-ssp-031spec 000166e9 005000 09918

bc2003-hr-m72-chab-ssp-032spec 000174e9 005000 09933

bc2003-hr-m72-chab-ssp-034spec 000191e9 005000 09890

bc2003-hr-m72-chab-ssp-051spec 000417e9 005000 09299

bc2003-hr-m72-chab-ssp-052spec 000437e9 005000 09260

bc2003-hr-m72-chab-ssp-054spec 000479e9 005000 09186

bc2003-hr-m72-chab-ssp-055spec 000501e9 005000 09147

bc2003-hr-m72-chab-ssp-070spec 001000e9 005000 08524

bc2003-hr-m72-chab-ssp-071spec 001047e9 005000 08491

bc2003-hr-m72-chab-ssp-072spec 001096e9 005000 08459

bc2003-hr-m72-chab-ssp-073spec 001148e9 005000 08427

bc2003-hr-m72-chab-ssp-074spec 001202e9 005000 08393

bc2003-hr-m72-chab-ssp-075spec 001259e9 005000 08360

bc2003-hr-m72-chab-ssp-076spec 001318e9 005000 08326

bc2003-hr-m72-chab-ssp-077spec 001380e9 005000 08292

bc2003-hr-m72-chab-ssp-078spec 001445e9 005000 08262

bc2003-hr-m72-chab-ssp-079spec 001514e9 005000 08233

bc2003-hr-m72-chab-ssp-081spec 001660e9 005000 08174

bc2003-hr-m72-chab-ssp-082spec 001738e9 005000 08143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-084spec 001905e9 005000 08081

bc2003-hr-m72-chab-ssp-087spec 002188e9 005000 07990

bc2003-hr-m72-chab-ssp-088spec 002291e9 005000 07958

bc2003-hr-m72-chab-ssp-112spec 006405e9 005000 07345

bc2003-hr-m72-chab-ssp-113spec 007187e9 005000 07278

bc2003-hr-m72-chab-ssp-114spec 008064e9 005000 07211

bc2003-hr-m72-chab-ssp-115spec 009048e9 005000 07144

bc2003-hr-m72-chab-ssp-116spec 010152e9 005000 07092

bc2003-hr-m72-chab-ssp-117spec 011391e9 005000 07039

bc2003-hr-m72-chab-ssp-118spec 012780e9 005000 06985

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56 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m72-chab-ssp-119spec 014340e9 005000 06930

bc2003-hr-m72-chab-ssp-120spec 016090e9 005000 06876

bc2003-hr-m72-chab-ssp-121spec 018053e9 005000 06823

bc2003-hr-m72-chab-ssp-122spec 020256e9 005000 06771

bc2003-hr-m72-chab-ssp-123spec 022727e9 005000 06720

bc2003-hr-m72-chab-ssp-124spec 025500e9 005000 06669

bc2003-hr-m72-chab-ssp-125spec 028612e9 005000 06618

bc2003-hr-m72-chab-ssp-126spec 032103e9 005000 06566

bc2003-hr-m72-chab-ssp-127spec 036020e9 005000 06514

bc2003-hr-m72-chab-ssp-128spec 040415e9 005000 06461

bc2003-hr-m72-chab-ssp-129spec 045347e9 005000 06410

bc2003-hr-m72-chab-ssp-130spec 050880e9 005000 06356

bc2003-hr-m72-chab-ssp-131spec 057088e9 005000 06302

bc2003-hr-m72-chab-ssp-132spec 064054e9 005000 06253

bc2003-hr-m72-chab-ssp-133spec 071870e9 005000 06196

bc2003-hr-m72-chab-ssp-134spec 080640e9 005000 06143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-135spec 090479e9 005000 06088

bc2003-hr-m72-chab-ssp-201spec 1500000e9 005000 04972

bc2003-hr-m72-chab-ssp-204spec 1575000e9 005000 04960

bc2003-hr-m72-chab-ssp-214spec 1825000e9 005000 04924

bc2003-hr-m72-chab-ssp-218spec 1925000e9 005000 04908

Cuadro 71 Base N

57 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

3416 3436 [Ne v] 34260

3718 3735 [O II] 37260

3720 3737 [O II] 37288

3796 3802 H10 37979

3833 3841 H90 38354

3862 3871 [Ne III] 38691

3882 3891 H8 HeI 38890

3961 3973 [Ne III] 39678

3961 3974 Hε 39701

4024 4030 He I 40262

4067 4070 [S II] 40686

4095 4107 Hδ 41017

4332 4346 Hγ 43405

4469 4475 He I 44715

4854 4868 Hβ 48613

4947 4968 [O III] 49589

4998 5019 [O III] 50068

5009 5022 He I 50157

5156 5164 [Fe VII] 51584

5193 5202 [N I] 51991

5267 5274 [Fe III] 52704

5868 5883 He I 58756

6296 6303 [O I] 63003

6303 6315 [S III] 63121

6355 6372 [O I] 63638

6538 6591 [N II] 65480

6547 6576 Hα 65628

6575 6591 [N II] 65835

6667 6681 He I 66782

6710 6743 [S II] 67164

6718 6743 [S II] 67308

7061 7072 He I 70652

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58 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

7125 7142 [Ar III] 71358

7315 7329 [O II] 73195

7320 7335 [O II] 73302

6845 6945 BC03 lowastlowast7165 7210 BC03 lowastlowast7550 7725 BC03 lowastlowast5880 5906 NaD 5890 lowast lowast lowast9059 9079 [S III] 90690

lowast Lınea de emision

lowastlowast Region en la problematica Bruzual y Charlot (2003)

lowast lowast lowast Absorcion del medio interestelar en 5896A

Cuadro 72 Mascara General desarrollada por NataliaVale Asari (2005) para Starlight

59 Marıa E Rojas A

  • Acroacutenimos
  • Introduccioacuten
  • Fundamentos de Espectroscopiacutea
    • Fundamentos
    • Espectros Astrofiacutesicos
    • Nuacutecleos Activos de Galaxias
      • Sistema NGC6240
      • Sistema NGC6240
      • Coacutedigo de Siacutentesis Espectral
        • Modelo Fiacutesico - Matemaacutetico
        • Modelo Computacional
        • Bases Espectrales
          • Construccioacuten de una Poblacioacuten Estelar Simple (SSPs)
          • Modelos de Poblaciones Estelares Simples
              • Extraccioacuten y Anaacutelisis de Espectros
                • Reduccioacuten
                • Caracterizacioacuten
                  • Espectroscopiacutea Sinteacutetica
                    • Siacutentesis espectral
                    • Sustraccioacuten espectral
                    • Caracterizacioacuten espectral
                      • Clasificacioacuten de NGC6240
                        • Propiedades fiacutesicas de NGC6240
                          • Conclusiones
                            • Bibliografiacutea
                              • Anexos
Page 55: Espectroscop a estelar sint etica, aplicaciones astrof sicas · con modelos estelares que siguen una l nea de tiempo, producidos por la combinacion de bibliotecas de evolucion estelar,

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BIBLIOGRAFIA 50 Marıa E Rojas A

CAPITULO 7

Anexos

SSP Edad [anos] Z Mstar

bc2003-hr-m42-chab-ssp-032spec 000174e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-034spec 000191e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-051spec 000417e9 000400 09666

bc2003-hr-m42-chab-ssp-052spec 000437e9 000400 09622

bc2003-hr-m42-chab-ssp-053spec 000457e9 000400 09579

bc2003-hr-m42-chab-ssp-054spec 000479e9 000400 09534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-055spec 000501e9 000400 09488

bc2003-hr-m42-chab-ssp-070spec 001000e9 000400 08862

bc2003-hr-m42-chab-ssp-073spec 001148e9 000400 08752

bc2003-hr-m42-chab-ssp-074spec 001202e9 000400 08716

bc2003-hr-m42-chab-ssp-075spec 001259e9 000400 08680

bc2003-hr-m42-chab-ssp-076spec 001318e9 000400 08644

bc2003-hr-m42-chab-ssp-077spec 001380e9 000400 08608

bc2003-hr-m42-chab-ssp-078spec 001445e9 000400 08571

bc2003-hr-m42-chab-ssp-079spec 001514e9 000400 08534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-080spec 001585e9 000400 08501

bc2003-hr-m42-chab-ssp-081spec 001660e9 000400 08469

bc2003-hr-m42-chab-ssp-082spec 001738e9 000400 08436

Continua en la pagina siguiente

51

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m42-chab-ssp-084spec 001905e9 000400 08369

bc2003-hr-m42-chab-ssp-087spec 002188e9 000400 08269

bc2003-hr-m42-chab-ssp-088spec 002291e9 000400 08237

bc2003-hr-m42-chab-ssp-112spec 006405e9 000400 07525

bc2003-hr-m42-chab-ssp-113spec 007187e9 000400 07446

bc2003-hr-m42-chab-ssp-114spec 008064e9 000400 07366

bc2003-hr-m42-chab-ssp-115spec 009048e9 000400 07287

bc2003-hr-m42-chab-ssp-116spec 010152e9 000400 07207

bc2003-hr-m42-chab-ssp-117spec 011391e9 000400 07130

bc2003-hr-m42-chab-ssp-118spec 012780e9 000400 07064

bc2003-hr-m42-chab-ssp-119spec 014340e9 000400 06997

bc2003-hr-m42-chab-ssp-120spec 016090e9 000400 06930

bc2003-hr-m42-chab-ssp-121spec 018053e9 000400 06863

bc2003-hr-m42-chab-ssp-122spec 020256e9 000400 06800

bc2003-hr-m42-chab-ssp-123spec 022727e9 000400 06738

bc2003-hr-m42-chab-ssp-124spec 025500e9 000400 06676

bc2003-hr-m42-chab-ssp-125spec 028612e9 000400 06613

bc2003-hr-m42-chab-ssp-126spec 032103e9 000400 06550

bc2003-hr-m42-chab-ssp-127spec 036020e9 000400 06486

bc2003-hr-m42-chab-ssp-128spec 040415e9 000400 06427

bc2003-hr-m42-chab-ssp-129spec 045347e9 000400 06370

bc2003-hr-m42-chab-ssp-130spec 050880e9 000400 06313

bc2003-hr-m42-chab-ssp-131spec 057088e9 000400 06256

bc2003-hr-m42-chab-ssp-132spec 064054e9 000400 06197

bc2003-hr-m42-chab-ssp-133spec 071870e9 000400 06140

bc2003-hr-m42-chab-ssp-134spec 080640e9 000400 06082

bc2003-hr-m42-chab-ssp-135spec 090479e9 000400 06024

bc2003-hr-m42-chab-ssp-201spec 1500000e9 000400 04919

bc2003-hr-m42-chab-ssp-204spec 1575000e9 000400 04915

bc2003-hr-m42-chab-ssp-214spec 1825000e9 000400 04875

bc2003-hr-m42-chab-ssp-218spec 1925000e9 000400 04872

bc2003-hr-m52-chab-ssp-031spec 000166e9 000800 10000

Continua en la pagina siguiente

52 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-032spec 000174e9 000800 10000

bc2003-hr-m52-chab-ssp-034spec 000191e9 000800 10000

bc2003-hr-m52-chab-ssp-051spec 000417e9 000800 09645

bc2003-hr-m52-chab-ssp-052spec 000437e9 000800 09599

bc2003-hr-m52-chab-ssp-054spec 000479e9 000800 09496

bc2003-hr-m52-chab-ssp-055spec 000501e9 000800 09443

bc2003-hr-m52-chab-ssp-070spec 001000e9 000800 08827

bc2003-hr-m52-chab-ssp-073spec 001148e9 000800 08725

bc2003-hr-m52-chab-ssp-074spec 001202e9 000800 08691

bc2003-hr-m52-chab-ssp-075spec 001259e9 000800 08657

bc2003-hr-m52-chab-ssp-076spec 001318e9 000800 08622

bc2003-hr-m52-chab-ssp-077spec 001380e9 000800 08587

bc2003-hr-m52-chab-ssp-078spec 001445e9 000800 08552

bc2003-hr-m52-chab-ssp-079spec 001514e9 000800 08517

bc2003-hr-m52-chab-ssp-080spec 001585e9 000800 08485

bc2003-hr-m52-chab-ssp-081spec 001660e9 000800 08453

bc2003-hr-m52-chab-ssp-082spec 001738e9 000800 08420

bc2003-hr-m52-chab-ssp-083spec 001820e9 000800 08387

bc2003-hr-m52-chab-ssp-084spec 001905e9 000800 08354

bc2003-hr-m52-chab-ssp-087spec 002188e9 000800 08256

bc2003-hr-m52-chab-ssp-088spec 002291e9 000800 08226

bc2003-hr-m52-chab-ssp-112spec 006405e9 000800 07527

bc2003-hr-m52-chab-ssp-113spec 007187e9 000800 07451

bc2003-hr-m52-chab-ssp-114spec 008064e9 000800 07376

bc2003-hr-m52-chab-ssp-115spec 009048e9 000800 07301

bc2003-hr-m52-chab-ssp-116spec 010152e9 000800 07226

bc2003-hr-m52-chab-ssp-117spec 011391e9 000800 07150

bc2003-hr-m52-chab-ssp-118spec 012780e9 000800 07088

bc2003-hr-m52-chab-ssp-119spec 014340e9 000800 07026

bc2003-hr-m52-chab-ssp-120spec 016090e9 000800 06963

bc2003-hr-m52-chab-ssp-121spec 018053e9 000800 06900

bc2003-hr-m52-chab-ssp-122spec 020256e9 000800 06838

Continua en la pagina siguiente

53 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-123spec 022727e9 000800 06781

bc2003-hr-m52-chab-ssp-124spec 025500e9 000800 06723

bc2003-hr-m52-chab-ssp-125spec 028612e9 000800 06665

bc2003-hr-m52-chab-ssp-126spec 032103e9 000800 06607

bc2003-hr-m52-chab-ssp-127spec 036020e9 000800 06548

bc2003-hr-m52-chab-ssp-128spec 040415e9 000800 06490

bc2003-hr-m52-chab-ssp-129spec 045347e9 000800 06434

bc2003-hr-m52-chab-ssp-130spec 050880e9 000800 06377

bc2003-hr-m52-chab-ssp-131spec 057088e9 000800 06318

bc2003-hr-m52-chab-ssp-132spec 064054e9 000800 06266

bc2003-hr-m52-chab-ssp-133spec 071870e9 000800 06205

bc2003-hr-m52-chab-ssp-134spec 080640e9 000800 06145

bc2003-hr-m52-chab-ssp-135spec 090479e9 000800 06086

bc2003-hr-m52-chab-ssp-201spec 1500000e9 000800 04936

bc2003-hr-m52-chab-ssp-204spec 1575000e9 000800 04935

bc2003-hr-m52-chab-ssp-214spec 1825000e9 000800 04887

bc2003-hr-m52-chab-ssp-218spec 1925000e9 000800 04882

bc2003-hr-m62-chab-ssp-031spec 000166e9 002000 10000

bc2003-hr-m62-chab-ssp-032spec 000174e9 002000 10000

bc2003-hr-m62-chab-ssp-034spec 000191e9 002000 09996

bc2003-hr-m62-chab-ssp-051spec 000417e9 002000 09535

bc2003-hr-m62-chab-ssp-052spec 000437e9 002000 09482

bc2003-hr-m62-chab-ssp-054spec 000479e9 002000 09384

bc2003-hr-m62-chab-ssp-055spec 000501e9 002000 09342

bc2003-hr-m62-chab-ssp-070spec 001000e9 002000 08751

bc2003-hr-m62-chab-ssp-071spec 001047e9 002000 08716

bc2003-hr-m62-chab-ssp-072spec 001096e9 002000 08680

bc2003-hr-m62-chab-ssp-073spec 001148e9 002000 08644

bc2003-hr-m62-chab-ssp-074spec 001202e9 002000 08608

bc2003-hr-m62-chab-ssp-075spec 001259e9 002000 08572

bc2003-hr-m62-chab-ssp-076spec 001318e9 002000 08535

bc2003-hr-m62-chab-ssp-077spec 001380e9 002000 08503

Continua en la pagina siguiente

54 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-078spec 001445e9 002000 08472

bc2003-hr-m62-chab-ssp-079spec 001514e9 002000 08440

bc2003-hr-m62-chab-ssp-081spec 001660e9 002000 08375

bc2003-hr-m62-chab-ssp-082spec 001738e9 002000 08342

bc2003-hr-m62-chab-ssp-084spec 001905e9 002000 08276

bc2003-hr-m62-chab-ssp-087spec 002188e9 002000 08189

bc2003-hr-m62-chab-ssp-088spec 002291e9 002000 08159

bc2003-hr-m62-chab-ssp-112spec 006405e9 002000 07502

bc2003-hr-m62-chab-ssp-113spec 007187e9 002000 07429

bc2003-hr-m62-chab-ssp-114spec 008064e9 002000 07360

bc2003-hr-m62-chab-ssp-115spec 009048e9 002000 07291

bc2003-hr-m62-chab-ssp-116spec 010152e9 002000 07221

bc2003-hr-m62-chab-ssp-117spec 011391e9 002000 07150

bc2003-hr-m62-chab-ssp-118spec 012780e9 002000 07093

bc2003-hr-m62-chab-ssp-119spec 014340e9 002000 07036

bc2003-hr-m62-chab-ssp-120spec 016090e9 002000 06978

bc2003-hr-m62-chab-ssp-121spec 018053e9 002000 06920

bc2003-hr-m62-chab-ssp-122spec 020256e9 002000 06862

bc2003-hr-m62-chab-ssp-123spec 022727e9 002000 06808

bc2003-hr-m62-chab-ssp-124spec 025500e9 002000 06754

bc2003-hr-m62-chab-ssp-125spec 028612e9 002000 06700

bc2003-hr-m62-chab-ssp-126spec 032103e9 002000 06646

bc2003-hr-m62-chab-ssp-127spec 036020e9 002000 06592

bc2003-hr-m62-chab-ssp-128spec 040415e9 002000 06538

bc2003-hr-m62-chab-ssp-129spec 045347e9 002000 06484

bc2003-hr-m62-chab-ssp-130spec 050880e9 002000 06430

bc2003-hr-m62-chab-ssp-131spec 057088e9 002000 06376

bc2003-hr-m62-chab-ssp-132spec 064054e9 002000 06322

bc2003-hr-m62-chab-ssp-133spec 071870e9 002000 06265

bc2003-hr-m62-chab-ssp-134spec 080640e9 002000 06209

bc2003-hr-m62-chab-ssp-135spec 090479e9 002000 06152

bc2003-hr-m62-chab-ssp-201spec 1500000e9 002000 04999

Continua en la pagina siguiente

55 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-204spec 1575000e9 002000 04991

bc2003-hr-m62-chab-ssp-214spec 1825000e9 002000 04946

bc2003-hr-m62-chab-ssp-218spec 1925000e9 002000 04941

bc2003-hr-m72-chab-ssp-031spec 000166e9 005000 09918

bc2003-hr-m72-chab-ssp-032spec 000174e9 005000 09933

bc2003-hr-m72-chab-ssp-034spec 000191e9 005000 09890

bc2003-hr-m72-chab-ssp-051spec 000417e9 005000 09299

bc2003-hr-m72-chab-ssp-052spec 000437e9 005000 09260

bc2003-hr-m72-chab-ssp-054spec 000479e9 005000 09186

bc2003-hr-m72-chab-ssp-055spec 000501e9 005000 09147

bc2003-hr-m72-chab-ssp-070spec 001000e9 005000 08524

bc2003-hr-m72-chab-ssp-071spec 001047e9 005000 08491

bc2003-hr-m72-chab-ssp-072spec 001096e9 005000 08459

bc2003-hr-m72-chab-ssp-073spec 001148e9 005000 08427

bc2003-hr-m72-chab-ssp-074spec 001202e9 005000 08393

bc2003-hr-m72-chab-ssp-075spec 001259e9 005000 08360

bc2003-hr-m72-chab-ssp-076spec 001318e9 005000 08326

bc2003-hr-m72-chab-ssp-077spec 001380e9 005000 08292

bc2003-hr-m72-chab-ssp-078spec 001445e9 005000 08262

bc2003-hr-m72-chab-ssp-079spec 001514e9 005000 08233

bc2003-hr-m72-chab-ssp-081spec 001660e9 005000 08174

bc2003-hr-m72-chab-ssp-082spec 001738e9 005000 08143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-084spec 001905e9 005000 08081

bc2003-hr-m72-chab-ssp-087spec 002188e9 005000 07990

bc2003-hr-m72-chab-ssp-088spec 002291e9 005000 07958

bc2003-hr-m72-chab-ssp-112spec 006405e9 005000 07345

bc2003-hr-m72-chab-ssp-113spec 007187e9 005000 07278

bc2003-hr-m72-chab-ssp-114spec 008064e9 005000 07211

bc2003-hr-m72-chab-ssp-115spec 009048e9 005000 07144

bc2003-hr-m72-chab-ssp-116spec 010152e9 005000 07092

bc2003-hr-m72-chab-ssp-117spec 011391e9 005000 07039

bc2003-hr-m72-chab-ssp-118spec 012780e9 005000 06985

Continua en la pagina siguiente

56 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m72-chab-ssp-119spec 014340e9 005000 06930

bc2003-hr-m72-chab-ssp-120spec 016090e9 005000 06876

bc2003-hr-m72-chab-ssp-121spec 018053e9 005000 06823

bc2003-hr-m72-chab-ssp-122spec 020256e9 005000 06771

bc2003-hr-m72-chab-ssp-123spec 022727e9 005000 06720

bc2003-hr-m72-chab-ssp-124spec 025500e9 005000 06669

bc2003-hr-m72-chab-ssp-125spec 028612e9 005000 06618

bc2003-hr-m72-chab-ssp-126spec 032103e9 005000 06566

bc2003-hr-m72-chab-ssp-127spec 036020e9 005000 06514

bc2003-hr-m72-chab-ssp-128spec 040415e9 005000 06461

bc2003-hr-m72-chab-ssp-129spec 045347e9 005000 06410

bc2003-hr-m72-chab-ssp-130spec 050880e9 005000 06356

bc2003-hr-m72-chab-ssp-131spec 057088e9 005000 06302

bc2003-hr-m72-chab-ssp-132spec 064054e9 005000 06253

bc2003-hr-m72-chab-ssp-133spec 071870e9 005000 06196

bc2003-hr-m72-chab-ssp-134spec 080640e9 005000 06143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-135spec 090479e9 005000 06088

bc2003-hr-m72-chab-ssp-201spec 1500000e9 005000 04972

bc2003-hr-m72-chab-ssp-204spec 1575000e9 005000 04960

bc2003-hr-m72-chab-ssp-214spec 1825000e9 005000 04924

bc2003-hr-m72-chab-ssp-218spec 1925000e9 005000 04908

Cuadro 71 Base N

57 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

3416 3436 [Ne v] 34260

3718 3735 [O II] 37260

3720 3737 [O II] 37288

3796 3802 H10 37979

3833 3841 H90 38354

3862 3871 [Ne III] 38691

3882 3891 H8 HeI 38890

3961 3973 [Ne III] 39678

3961 3974 Hε 39701

4024 4030 He I 40262

4067 4070 [S II] 40686

4095 4107 Hδ 41017

4332 4346 Hγ 43405

4469 4475 He I 44715

4854 4868 Hβ 48613

4947 4968 [O III] 49589

4998 5019 [O III] 50068

5009 5022 He I 50157

5156 5164 [Fe VII] 51584

5193 5202 [N I] 51991

5267 5274 [Fe III] 52704

5868 5883 He I 58756

6296 6303 [O I] 63003

6303 6315 [S III] 63121

6355 6372 [O I] 63638

6538 6591 [N II] 65480

6547 6576 Hα 65628

6575 6591 [N II] 65835

6667 6681 He I 66782

6710 6743 [S II] 67164

6718 6743 [S II] 67308

7061 7072 He I 70652

Continua en la pagina siguiente

58 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

7125 7142 [Ar III] 71358

7315 7329 [O II] 73195

7320 7335 [O II] 73302

6845 6945 BC03 lowastlowast7165 7210 BC03 lowastlowast7550 7725 BC03 lowastlowast5880 5906 NaD 5890 lowast lowast lowast9059 9079 [S III] 90690

lowast Lınea de emision

lowastlowast Region en la problematica Bruzual y Charlot (2003)

lowast lowast lowast Absorcion del medio interestelar en 5896A

Cuadro 72 Mascara General desarrollada por NataliaVale Asari (2005) para Starlight

59 Marıa E Rojas A

  • Acroacutenimos
  • Introduccioacuten
  • Fundamentos de Espectroscopiacutea
    • Fundamentos
    • Espectros Astrofiacutesicos
    • Nuacutecleos Activos de Galaxias
      • Sistema NGC6240
      • Sistema NGC6240
      • Coacutedigo de Siacutentesis Espectral
        • Modelo Fiacutesico - Matemaacutetico
        • Modelo Computacional
        • Bases Espectrales
          • Construccioacuten de una Poblacioacuten Estelar Simple (SSPs)
          • Modelos de Poblaciones Estelares Simples
              • Extraccioacuten y Anaacutelisis de Espectros
                • Reduccioacuten
                • Caracterizacioacuten
                  • Espectroscopiacutea Sinteacutetica
                    • Siacutentesis espectral
                    • Sustraccioacuten espectral
                    • Caracterizacioacuten espectral
                      • Clasificacioacuten de NGC6240
                        • Propiedades fiacutesicas de NGC6240
                          • Conclusiones
                            • Bibliografiacutea
                              • Anexos
Page 56: Espectroscop a estelar sint etica, aplicaciones astrof sicas · con modelos estelares que siguen una l nea de tiempo, producidos por la combinacion de bibliotecas de evolucion estelar,

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

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BIBLIOGRAFIA 50 Marıa E Rojas A

CAPITULO 7

Anexos

SSP Edad [anos] Z Mstar

bc2003-hr-m42-chab-ssp-032spec 000174e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-034spec 000191e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-051spec 000417e9 000400 09666

bc2003-hr-m42-chab-ssp-052spec 000437e9 000400 09622

bc2003-hr-m42-chab-ssp-053spec 000457e9 000400 09579

bc2003-hr-m42-chab-ssp-054spec 000479e9 000400 09534

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Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

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bc2003-hr-m72-chab-ssp-120spec 016090e9 005000 06876

bc2003-hr-m72-chab-ssp-121spec 018053e9 005000 06823

bc2003-hr-m72-chab-ssp-122spec 020256e9 005000 06771

bc2003-hr-m72-chab-ssp-123spec 022727e9 005000 06720

bc2003-hr-m72-chab-ssp-124spec 025500e9 005000 06669

bc2003-hr-m72-chab-ssp-125spec 028612e9 005000 06618

bc2003-hr-m72-chab-ssp-126spec 032103e9 005000 06566

bc2003-hr-m72-chab-ssp-127spec 036020e9 005000 06514

bc2003-hr-m72-chab-ssp-128spec 040415e9 005000 06461

bc2003-hr-m72-chab-ssp-129spec 045347e9 005000 06410

bc2003-hr-m72-chab-ssp-130spec 050880e9 005000 06356

bc2003-hr-m72-chab-ssp-131spec 057088e9 005000 06302

bc2003-hr-m72-chab-ssp-132spec 064054e9 005000 06253

bc2003-hr-m72-chab-ssp-133spec 071870e9 005000 06196

bc2003-hr-m72-chab-ssp-134spec 080640e9 005000 06143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-135spec 090479e9 005000 06088

bc2003-hr-m72-chab-ssp-201spec 1500000e9 005000 04972

bc2003-hr-m72-chab-ssp-204spec 1575000e9 005000 04960

bc2003-hr-m72-chab-ssp-214spec 1825000e9 005000 04924

bc2003-hr-m72-chab-ssp-218spec 1925000e9 005000 04908

Cuadro 71 Base N

57 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

3416 3436 [Ne v] 34260

3718 3735 [O II] 37260

3720 3737 [O II] 37288

3796 3802 H10 37979

3833 3841 H90 38354

3862 3871 [Ne III] 38691

3882 3891 H8 HeI 38890

3961 3973 [Ne III] 39678

3961 3974 Hε 39701

4024 4030 He I 40262

4067 4070 [S II] 40686

4095 4107 Hδ 41017

4332 4346 Hγ 43405

4469 4475 He I 44715

4854 4868 Hβ 48613

4947 4968 [O III] 49589

4998 5019 [O III] 50068

5009 5022 He I 50157

5156 5164 [Fe VII] 51584

5193 5202 [N I] 51991

5267 5274 [Fe III] 52704

5868 5883 He I 58756

6296 6303 [O I] 63003

6303 6315 [S III] 63121

6355 6372 [O I] 63638

6538 6591 [N II] 65480

6547 6576 Hα 65628

6575 6591 [N II] 65835

6667 6681 He I 66782

6710 6743 [S II] 67164

6718 6743 [S II] 67308

7061 7072 He I 70652

Continua en la pagina siguiente

58 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

7125 7142 [Ar III] 71358

7315 7329 [O II] 73195

7320 7335 [O II] 73302

6845 6945 BC03 lowastlowast7165 7210 BC03 lowastlowast7550 7725 BC03 lowastlowast5880 5906 NaD 5890 lowast lowast lowast9059 9079 [S III] 90690

lowast Lınea de emision

lowastlowast Region en la problematica Bruzual y Charlot (2003)

lowast lowast lowast Absorcion del medio interestelar en 5896A

Cuadro 72 Mascara General desarrollada por NataliaVale Asari (2005) para Starlight

59 Marıa E Rojas A

  • Acroacutenimos
  • Introduccioacuten
  • Fundamentos de Espectroscopiacutea
    • Fundamentos
    • Espectros Astrofiacutesicos
    • Nuacutecleos Activos de Galaxias
      • Sistema NGC6240
      • Sistema NGC6240
      • Coacutedigo de Siacutentesis Espectral
        • Modelo Fiacutesico - Matemaacutetico
        • Modelo Computacional
        • Bases Espectrales
          • Construccioacuten de una Poblacioacuten Estelar Simple (SSPs)
          • Modelos de Poblaciones Estelares Simples
              • Extraccioacuten y Anaacutelisis de Espectros
                • Reduccioacuten
                • Caracterizacioacuten
                  • Espectroscopiacutea Sinteacutetica
                    • Siacutentesis espectral
                    • Sustraccioacuten espectral
                    • Caracterizacioacuten espectral
                      • Clasificacioacuten de NGC6240
                        • Propiedades fiacutesicas de NGC6240
                          • Conclusiones
                            • Bibliografiacutea
                              • Anexos
Page 57: Espectroscop a estelar sint etica, aplicaciones astrof sicas · con modelos estelares que siguen una l nea de tiempo, producidos por la combinacion de bibliotecas de evolucion estelar,

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

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BIBLIOGRAFIA 50 Marıa E Rojas A

CAPITULO 7

Anexos

SSP Edad [anos] Z Mstar

bc2003-hr-m42-chab-ssp-032spec 000174e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-034spec 000191e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-051spec 000417e9 000400 09666

bc2003-hr-m42-chab-ssp-052spec 000437e9 000400 09622

bc2003-hr-m42-chab-ssp-053spec 000457e9 000400 09579

bc2003-hr-m42-chab-ssp-054spec 000479e9 000400 09534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-055spec 000501e9 000400 09488

bc2003-hr-m42-chab-ssp-070spec 001000e9 000400 08862

bc2003-hr-m42-chab-ssp-073spec 001148e9 000400 08752

bc2003-hr-m42-chab-ssp-074spec 001202e9 000400 08716

bc2003-hr-m42-chab-ssp-075spec 001259e9 000400 08680

bc2003-hr-m42-chab-ssp-076spec 001318e9 000400 08644

bc2003-hr-m42-chab-ssp-077spec 001380e9 000400 08608

bc2003-hr-m42-chab-ssp-078spec 001445e9 000400 08571

bc2003-hr-m42-chab-ssp-079spec 001514e9 000400 08534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-080spec 001585e9 000400 08501

bc2003-hr-m42-chab-ssp-081spec 001660e9 000400 08469

bc2003-hr-m42-chab-ssp-082spec 001738e9 000400 08436

Continua en la pagina siguiente

51

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m42-chab-ssp-084spec 001905e9 000400 08369

bc2003-hr-m42-chab-ssp-087spec 002188e9 000400 08269

bc2003-hr-m42-chab-ssp-088spec 002291e9 000400 08237

bc2003-hr-m42-chab-ssp-112spec 006405e9 000400 07525

bc2003-hr-m42-chab-ssp-113spec 007187e9 000400 07446

bc2003-hr-m42-chab-ssp-114spec 008064e9 000400 07366

bc2003-hr-m42-chab-ssp-115spec 009048e9 000400 07287

bc2003-hr-m42-chab-ssp-116spec 010152e9 000400 07207

bc2003-hr-m42-chab-ssp-117spec 011391e9 000400 07130

bc2003-hr-m42-chab-ssp-118spec 012780e9 000400 07064

bc2003-hr-m42-chab-ssp-119spec 014340e9 000400 06997

bc2003-hr-m42-chab-ssp-120spec 016090e9 000400 06930

bc2003-hr-m42-chab-ssp-121spec 018053e9 000400 06863

bc2003-hr-m42-chab-ssp-122spec 020256e9 000400 06800

bc2003-hr-m42-chab-ssp-123spec 022727e9 000400 06738

bc2003-hr-m42-chab-ssp-124spec 025500e9 000400 06676

bc2003-hr-m42-chab-ssp-125spec 028612e9 000400 06613

bc2003-hr-m42-chab-ssp-126spec 032103e9 000400 06550

bc2003-hr-m42-chab-ssp-127spec 036020e9 000400 06486

bc2003-hr-m42-chab-ssp-128spec 040415e9 000400 06427

bc2003-hr-m42-chab-ssp-129spec 045347e9 000400 06370

bc2003-hr-m42-chab-ssp-130spec 050880e9 000400 06313

bc2003-hr-m42-chab-ssp-131spec 057088e9 000400 06256

bc2003-hr-m42-chab-ssp-132spec 064054e9 000400 06197

bc2003-hr-m42-chab-ssp-133spec 071870e9 000400 06140

bc2003-hr-m42-chab-ssp-134spec 080640e9 000400 06082

bc2003-hr-m42-chab-ssp-135spec 090479e9 000400 06024

bc2003-hr-m42-chab-ssp-201spec 1500000e9 000400 04919

bc2003-hr-m42-chab-ssp-204spec 1575000e9 000400 04915

bc2003-hr-m42-chab-ssp-214spec 1825000e9 000400 04875

bc2003-hr-m42-chab-ssp-218spec 1925000e9 000400 04872

bc2003-hr-m52-chab-ssp-031spec 000166e9 000800 10000

Continua en la pagina siguiente

52 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-032spec 000174e9 000800 10000

bc2003-hr-m52-chab-ssp-034spec 000191e9 000800 10000

bc2003-hr-m52-chab-ssp-051spec 000417e9 000800 09645

bc2003-hr-m52-chab-ssp-052spec 000437e9 000800 09599

bc2003-hr-m52-chab-ssp-054spec 000479e9 000800 09496

bc2003-hr-m52-chab-ssp-055spec 000501e9 000800 09443

bc2003-hr-m52-chab-ssp-070spec 001000e9 000800 08827

bc2003-hr-m52-chab-ssp-073spec 001148e9 000800 08725

bc2003-hr-m52-chab-ssp-074spec 001202e9 000800 08691

bc2003-hr-m52-chab-ssp-075spec 001259e9 000800 08657

bc2003-hr-m52-chab-ssp-076spec 001318e9 000800 08622

bc2003-hr-m52-chab-ssp-077spec 001380e9 000800 08587

bc2003-hr-m52-chab-ssp-078spec 001445e9 000800 08552

bc2003-hr-m52-chab-ssp-079spec 001514e9 000800 08517

bc2003-hr-m52-chab-ssp-080spec 001585e9 000800 08485

bc2003-hr-m52-chab-ssp-081spec 001660e9 000800 08453

bc2003-hr-m52-chab-ssp-082spec 001738e9 000800 08420

bc2003-hr-m52-chab-ssp-083spec 001820e9 000800 08387

bc2003-hr-m52-chab-ssp-084spec 001905e9 000800 08354

bc2003-hr-m52-chab-ssp-087spec 002188e9 000800 08256

bc2003-hr-m52-chab-ssp-088spec 002291e9 000800 08226

bc2003-hr-m52-chab-ssp-112spec 006405e9 000800 07527

bc2003-hr-m52-chab-ssp-113spec 007187e9 000800 07451

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bc2003-hr-m52-chab-ssp-115spec 009048e9 000800 07301

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bc2003-hr-m52-chab-ssp-122spec 020256e9 000800 06838

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53 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-123spec 022727e9 000800 06781

bc2003-hr-m52-chab-ssp-124spec 025500e9 000800 06723

bc2003-hr-m52-chab-ssp-125spec 028612e9 000800 06665

bc2003-hr-m52-chab-ssp-126spec 032103e9 000800 06607

bc2003-hr-m52-chab-ssp-127spec 036020e9 000800 06548

bc2003-hr-m52-chab-ssp-128spec 040415e9 000800 06490

bc2003-hr-m52-chab-ssp-129spec 045347e9 000800 06434

bc2003-hr-m52-chab-ssp-130spec 050880e9 000800 06377

bc2003-hr-m52-chab-ssp-131spec 057088e9 000800 06318

bc2003-hr-m52-chab-ssp-132spec 064054e9 000800 06266

bc2003-hr-m52-chab-ssp-133spec 071870e9 000800 06205

bc2003-hr-m52-chab-ssp-134spec 080640e9 000800 06145

bc2003-hr-m52-chab-ssp-135spec 090479e9 000800 06086

bc2003-hr-m52-chab-ssp-201spec 1500000e9 000800 04936

bc2003-hr-m52-chab-ssp-204spec 1575000e9 000800 04935

bc2003-hr-m52-chab-ssp-214spec 1825000e9 000800 04887

bc2003-hr-m52-chab-ssp-218spec 1925000e9 000800 04882

bc2003-hr-m62-chab-ssp-031spec 000166e9 002000 10000

bc2003-hr-m62-chab-ssp-032spec 000174e9 002000 10000

bc2003-hr-m62-chab-ssp-034spec 000191e9 002000 09996

bc2003-hr-m62-chab-ssp-051spec 000417e9 002000 09535

bc2003-hr-m62-chab-ssp-052spec 000437e9 002000 09482

bc2003-hr-m62-chab-ssp-054spec 000479e9 002000 09384

bc2003-hr-m62-chab-ssp-055spec 000501e9 002000 09342

bc2003-hr-m62-chab-ssp-070spec 001000e9 002000 08751

bc2003-hr-m62-chab-ssp-071spec 001047e9 002000 08716

bc2003-hr-m62-chab-ssp-072spec 001096e9 002000 08680

bc2003-hr-m62-chab-ssp-073spec 001148e9 002000 08644

bc2003-hr-m62-chab-ssp-074spec 001202e9 002000 08608

bc2003-hr-m62-chab-ssp-075spec 001259e9 002000 08572

bc2003-hr-m62-chab-ssp-076spec 001318e9 002000 08535

bc2003-hr-m62-chab-ssp-077spec 001380e9 002000 08503

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54 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-078spec 001445e9 002000 08472

bc2003-hr-m62-chab-ssp-079spec 001514e9 002000 08440

bc2003-hr-m62-chab-ssp-081spec 001660e9 002000 08375

bc2003-hr-m62-chab-ssp-082spec 001738e9 002000 08342

bc2003-hr-m62-chab-ssp-084spec 001905e9 002000 08276

bc2003-hr-m62-chab-ssp-087spec 002188e9 002000 08189

bc2003-hr-m62-chab-ssp-088spec 002291e9 002000 08159

bc2003-hr-m62-chab-ssp-112spec 006405e9 002000 07502

bc2003-hr-m62-chab-ssp-113spec 007187e9 002000 07429

bc2003-hr-m62-chab-ssp-114spec 008064e9 002000 07360

bc2003-hr-m62-chab-ssp-115spec 009048e9 002000 07291

bc2003-hr-m62-chab-ssp-116spec 010152e9 002000 07221

bc2003-hr-m62-chab-ssp-117spec 011391e9 002000 07150

bc2003-hr-m62-chab-ssp-118spec 012780e9 002000 07093

bc2003-hr-m62-chab-ssp-119spec 014340e9 002000 07036

bc2003-hr-m62-chab-ssp-120spec 016090e9 002000 06978

bc2003-hr-m62-chab-ssp-121spec 018053e9 002000 06920

bc2003-hr-m62-chab-ssp-122spec 020256e9 002000 06862

bc2003-hr-m62-chab-ssp-123spec 022727e9 002000 06808

bc2003-hr-m62-chab-ssp-124spec 025500e9 002000 06754

bc2003-hr-m62-chab-ssp-125spec 028612e9 002000 06700

bc2003-hr-m62-chab-ssp-126spec 032103e9 002000 06646

bc2003-hr-m62-chab-ssp-127spec 036020e9 002000 06592

bc2003-hr-m62-chab-ssp-128spec 040415e9 002000 06538

bc2003-hr-m62-chab-ssp-129spec 045347e9 002000 06484

bc2003-hr-m62-chab-ssp-130spec 050880e9 002000 06430

bc2003-hr-m62-chab-ssp-131spec 057088e9 002000 06376

bc2003-hr-m62-chab-ssp-132spec 064054e9 002000 06322

bc2003-hr-m62-chab-ssp-133spec 071870e9 002000 06265

bc2003-hr-m62-chab-ssp-134spec 080640e9 002000 06209

bc2003-hr-m62-chab-ssp-135spec 090479e9 002000 06152

bc2003-hr-m62-chab-ssp-201spec 1500000e9 002000 04999

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55 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-204spec 1575000e9 002000 04991

bc2003-hr-m62-chab-ssp-214spec 1825000e9 002000 04946

bc2003-hr-m62-chab-ssp-218spec 1925000e9 002000 04941

bc2003-hr-m72-chab-ssp-031spec 000166e9 005000 09918

bc2003-hr-m72-chab-ssp-032spec 000174e9 005000 09933

bc2003-hr-m72-chab-ssp-034spec 000191e9 005000 09890

bc2003-hr-m72-chab-ssp-051spec 000417e9 005000 09299

bc2003-hr-m72-chab-ssp-052spec 000437e9 005000 09260

bc2003-hr-m72-chab-ssp-054spec 000479e9 005000 09186

bc2003-hr-m72-chab-ssp-055spec 000501e9 005000 09147

bc2003-hr-m72-chab-ssp-070spec 001000e9 005000 08524

bc2003-hr-m72-chab-ssp-071spec 001047e9 005000 08491

bc2003-hr-m72-chab-ssp-072spec 001096e9 005000 08459

bc2003-hr-m72-chab-ssp-073spec 001148e9 005000 08427

bc2003-hr-m72-chab-ssp-074spec 001202e9 005000 08393

bc2003-hr-m72-chab-ssp-075spec 001259e9 005000 08360

bc2003-hr-m72-chab-ssp-076spec 001318e9 005000 08326

bc2003-hr-m72-chab-ssp-077spec 001380e9 005000 08292

bc2003-hr-m72-chab-ssp-078spec 001445e9 005000 08262

bc2003-hr-m72-chab-ssp-079spec 001514e9 005000 08233

bc2003-hr-m72-chab-ssp-081spec 001660e9 005000 08174

bc2003-hr-m72-chab-ssp-082spec 001738e9 005000 08143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-084spec 001905e9 005000 08081

bc2003-hr-m72-chab-ssp-087spec 002188e9 005000 07990

bc2003-hr-m72-chab-ssp-088spec 002291e9 005000 07958

bc2003-hr-m72-chab-ssp-112spec 006405e9 005000 07345

bc2003-hr-m72-chab-ssp-113spec 007187e9 005000 07278

bc2003-hr-m72-chab-ssp-114spec 008064e9 005000 07211

bc2003-hr-m72-chab-ssp-115spec 009048e9 005000 07144

bc2003-hr-m72-chab-ssp-116spec 010152e9 005000 07092

bc2003-hr-m72-chab-ssp-117spec 011391e9 005000 07039

bc2003-hr-m72-chab-ssp-118spec 012780e9 005000 06985

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56 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m72-chab-ssp-119spec 014340e9 005000 06930

bc2003-hr-m72-chab-ssp-120spec 016090e9 005000 06876

bc2003-hr-m72-chab-ssp-121spec 018053e9 005000 06823

bc2003-hr-m72-chab-ssp-122spec 020256e9 005000 06771

bc2003-hr-m72-chab-ssp-123spec 022727e9 005000 06720

bc2003-hr-m72-chab-ssp-124spec 025500e9 005000 06669

bc2003-hr-m72-chab-ssp-125spec 028612e9 005000 06618

bc2003-hr-m72-chab-ssp-126spec 032103e9 005000 06566

bc2003-hr-m72-chab-ssp-127spec 036020e9 005000 06514

bc2003-hr-m72-chab-ssp-128spec 040415e9 005000 06461

bc2003-hr-m72-chab-ssp-129spec 045347e9 005000 06410

bc2003-hr-m72-chab-ssp-130spec 050880e9 005000 06356

bc2003-hr-m72-chab-ssp-131spec 057088e9 005000 06302

bc2003-hr-m72-chab-ssp-132spec 064054e9 005000 06253

bc2003-hr-m72-chab-ssp-133spec 071870e9 005000 06196

bc2003-hr-m72-chab-ssp-134spec 080640e9 005000 06143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-135spec 090479e9 005000 06088

bc2003-hr-m72-chab-ssp-201spec 1500000e9 005000 04972

bc2003-hr-m72-chab-ssp-204spec 1575000e9 005000 04960

bc2003-hr-m72-chab-ssp-214spec 1825000e9 005000 04924

bc2003-hr-m72-chab-ssp-218spec 1925000e9 005000 04908

Cuadro 71 Base N

57 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

3416 3436 [Ne v] 34260

3718 3735 [O II] 37260

3720 3737 [O II] 37288

3796 3802 H10 37979

3833 3841 H90 38354

3862 3871 [Ne III] 38691

3882 3891 H8 HeI 38890

3961 3973 [Ne III] 39678

3961 3974 Hε 39701

4024 4030 He I 40262

4067 4070 [S II] 40686

4095 4107 Hδ 41017

4332 4346 Hγ 43405

4469 4475 He I 44715

4854 4868 Hβ 48613

4947 4968 [O III] 49589

4998 5019 [O III] 50068

5009 5022 He I 50157

5156 5164 [Fe VII] 51584

5193 5202 [N I] 51991

5267 5274 [Fe III] 52704

5868 5883 He I 58756

6296 6303 [O I] 63003

6303 6315 [S III] 63121

6355 6372 [O I] 63638

6538 6591 [N II] 65480

6547 6576 Hα 65628

6575 6591 [N II] 65835

6667 6681 He I 66782

6710 6743 [S II] 67164

6718 6743 [S II] 67308

7061 7072 He I 70652

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58 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

7125 7142 [Ar III] 71358

7315 7329 [O II] 73195

7320 7335 [O II] 73302

6845 6945 BC03 lowastlowast7165 7210 BC03 lowastlowast7550 7725 BC03 lowastlowast5880 5906 NaD 5890 lowast lowast lowast9059 9079 [S III] 90690

lowast Lınea de emision

lowastlowast Region en la problematica Bruzual y Charlot (2003)

lowast lowast lowast Absorcion del medio interestelar en 5896A

Cuadro 72 Mascara General desarrollada por NataliaVale Asari (2005) para Starlight

59 Marıa E Rojas A

  • Acroacutenimos
  • Introduccioacuten
  • Fundamentos de Espectroscopiacutea
    • Fundamentos
    • Espectros Astrofiacutesicos
    • Nuacutecleos Activos de Galaxias
      • Sistema NGC6240
      • Sistema NGC6240
      • Coacutedigo de Siacutentesis Espectral
        • Modelo Fiacutesico - Matemaacutetico
        • Modelo Computacional
        • Bases Espectrales
          • Construccioacuten de una Poblacioacuten Estelar Simple (SSPs)
          • Modelos de Poblaciones Estelares Simples
              • Extraccioacuten y Anaacutelisis de Espectros
                • Reduccioacuten
                • Caracterizacioacuten
                  • Espectroscopiacutea Sinteacutetica
                    • Siacutentesis espectral
                    • Sustraccioacuten espectral
                    • Caracterizacioacuten espectral
                      • Clasificacioacuten de NGC6240
                        • Propiedades fiacutesicas de NGC6240
                          • Conclusiones
                            • Bibliografiacutea
                              • Anexos
Page 58: Espectroscop a estelar sint etica, aplicaciones astrof sicas · con modelos estelares que siguen una l nea de tiempo, producidos por la combinacion de bibliotecas de evolucion estelar,

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

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BIBLIOGRAFIA 50 Marıa E Rojas A

CAPITULO 7

Anexos

SSP Edad [anos] Z Mstar

bc2003-hr-m42-chab-ssp-032spec 000174e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-034spec 000191e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-051spec 000417e9 000400 09666

bc2003-hr-m42-chab-ssp-052spec 000437e9 000400 09622

bc2003-hr-m42-chab-ssp-053spec 000457e9 000400 09579

bc2003-hr-m42-chab-ssp-054spec 000479e9 000400 09534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-055spec 000501e9 000400 09488

bc2003-hr-m42-chab-ssp-070spec 001000e9 000400 08862

bc2003-hr-m42-chab-ssp-073spec 001148e9 000400 08752

bc2003-hr-m42-chab-ssp-074spec 001202e9 000400 08716

bc2003-hr-m42-chab-ssp-075spec 001259e9 000400 08680

bc2003-hr-m42-chab-ssp-076spec 001318e9 000400 08644

bc2003-hr-m42-chab-ssp-077spec 001380e9 000400 08608

bc2003-hr-m42-chab-ssp-078spec 001445e9 000400 08571

bc2003-hr-m42-chab-ssp-079spec 001514e9 000400 08534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-080spec 001585e9 000400 08501

bc2003-hr-m42-chab-ssp-081spec 001660e9 000400 08469

bc2003-hr-m42-chab-ssp-082spec 001738e9 000400 08436

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51

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m42-chab-ssp-084spec 001905e9 000400 08369

bc2003-hr-m42-chab-ssp-087spec 002188e9 000400 08269

bc2003-hr-m42-chab-ssp-088spec 002291e9 000400 08237

bc2003-hr-m42-chab-ssp-112spec 006405e9 000400 07525

bc2003-hr-m42-chab-ssp-113spec 007187e9 000400 07446

bc2003-hr-m42-chab-ssp-114spec 008064e9 000400 07366

bc2003-hr-m42-chab-ssp-115spec 009048e9 000400 07287

bc2003-hr-m42-chab-ssp-116spec 010152e9 000400 07207

bc2003-hr-m42-chab-ssp-117spec 011391e9 000400 07130

bc2003-hr-m42-chab-ssp-118spec 012780e9 000400 07064

bc2003-hr-m42-chab-ssp-119spec 014340e9 000400 06997

bc2003-hr-m42-chab-ssp-120spec 016090e9 000400 06930

bc2003-hr-m42-chab-ssp-121spec 018053e9 000400 06863

bc2003-hr-m42-chab-ssp-122spec 020256e9 000400 06800

bc2003-hr-m42-chab-ssp-123spec 022727e9 000400 06738

bc2003-hr-m42-chab-ssp-124spec 025500e9 000400 06676

bc2003-hr-m42-chab-ssp-125spec 028612e9 000400 06613

bc2003-hr-m42-chab-ssp-126spec 032103e9 000400 06550

bc2003-hr-m42-chab-ssp-127spec 036020e9 000400 06486

bc2003-hr-m42-chab-ssp-128spec 040415e9 000400 06427

bc2003-hr-m42-chab-ssp-129spec 045347e9 000400 06370

bc2003-hr-m42-chab-ssp-130spec 050880e9 000400 06313

bc2003-hr-m42-chab-ssp-131spec 057088e9 000400 06256

bc2003-hr-m42-chab-ssp-132spec 064054e9 000400 06197

bc2003-hr-m42-chab-ssp-133spec 071870e9 000400 06140

bc2003-hr-m42-chab-ssp-134spec 080640e9 000400 06082

bc2003-hr-m42-chab-ssp-135spec 090479e9 000400 06024

bc2003-hr-m42-chab-ssp-201spec 1500000e9 000400 04919

bc2003-hr-m42-chab-ssp-204spec 1575000e9 000400 04915

bc2003-hr-m42-chab-ssp-214spec 1825000e9 000400 04875

bc2003-hr-m42-chab-ssp-218spec 1925000e9 000400 04872

bc2003-hr-m52-chab-ssp-031spec 000166e9 000800 10000

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52 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-032spec 000174e9 000800 10000

bc2003-hr-m52-chab-ssp-034spec 000191e9 000800 10000

bc2003-hr-m52-chab-ssp-051spec 000417e9 000800 09645

bc2003-hr-m52-chab-ssp-052spec 000437e9 000800 09599

bc2003-hr-m52-chab-ssp-054spec 000479e9 000800 09496

bc2003-hr-m52-chab-ssp-055spec 000501e9 000800 09443

bc2003-hr-m52-chab-ssp-070spec 001000e9 000800 08827

bc2003-hr-m52-chab-ssp-073spec 001148e9 000800 08725

bc2003-hr-m52-chab-ssp-074spec 001202e9 000800 08691

bc2003-hr-m52-chab-ssp-075spec 001259e9 000800 08657

bc2003-hr-m52-chab-ssp-076spec 001318e9 000800 08622

bc2003-hr-m52-chab-ssp-077spec 001380e9 000800 08587

bc2003-hr-m52-chab-ssp-078spec 001445e9 000800 08552

bc2003-hr-m52-chab-ssp-079spec 001514e9 000800 08517

bc2003-hr-m52-chab-ssp-080spec 001585e9 000800 08485

bc2003-hr-m52-chab-ssp-081spec 001660e9 000800 08453

bc2003-hr-m52-chab-ssp-082spec 001738e9 000800 08420

bc2003-hr-m52-chab-ssp-083spec 001820e9 000800 08387

bc2003-hr-m52-chab-ssp-084spec 001905e9 000800 08354

bc2003-hr-m52-chab-ssp-087spec 002188e9 000800 08256

bc2003-hr-m52-chab-ssp-088spec 002291e9 000800 08226

bc2003-hr-m52-chab-ssp-112spec 006405e9 000800 07527

bc2003-hr-m52-chab-ssp-113spec 007187e9 000800 07451

bc2003-hr-m52-chab-ssp-114spec 008064e9 000800 07376

bc2003-hr-m52-chab-ssp-115spec 009048e9 000800 07301

bc2003-hr-m52-chab-ssp-116spec 010152e9 000800 07226

bc2003-hr-m52-chab-ssp-117spec 011391e9 000800 07150

bc2003-hr-m52-chab-ssp-118spec 012780e9 000800 07088

bc2003-hr-m52-chab-ssp-119spec 014340e9 000800 07026

bc2003-hr-m52-chab-ssp-120spec 016090e9 000800 06963

bc2003-hr-m52-chab-ssp-121spec 018053e9 000800 06900

bc2003-hr-m52-chab-ssp-122spec 020256e9 000800 06838

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53 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-123spec 022727e9 000800 06781

bc2003-hr-m52-chab-ssp-124spec 025500e9 000800 06723

bc2003-hr-m52-chab-ssp-125spec 028612e9 000800 06665

bc2003-hr-m52-chab-ssp-126spec 032103e9 000800 06607

bc2003-hr-m52-chab-ssp-127spec 036020e9 000800 06548

bc2003-hr-m52-chab-ssp-128spec 040415e9 000800 06490

bc2003-hr-m52-chab-ssp-129spec 045347e9 000800 06434

bc2003-hr-m52-chab-ssp-130spec 050880e9 000800 06377

bc2003-hr-m52-chab-ssp-131spec 057088e9 000800 06318

bc2003-hr-m52-chab-ssp-132spec 064054e9 000800 06266

bc2003-hr-m52-chab-ssp-133spec 071870e9 000800 06205

bc2003-hr-m52-chab-ssp-134spec 080640e9 000800 06145

bc2003-hr-m52-chab-ssp-135spec 090479e9 000800 06086

bc2003-hr-m52-chab-ssp-201spec 1500000e9 000800 04936

bc2003-hr-m52-chab-ssp-204spec 1575000e9 000800 04935

bc2003-hr-m52-chab-ssp-214spec 1825000e9 000800 04887

bc2003-hr-m52-chab-ssp-218spec 1925000e9 000800 04882

bc2003-hr-m62-chab-ssp-031spec 000166e9 002000 10000

bc2003-hr-m62-chab-ssp-032spec 000174e9 002000 10000

bc2003-hr-m62-chab-ssp-034spec 000191e9 002000 09996

bc2003-hr-m62-chab-ssp-051spec 000417e9 002000 09535

bc2003-hr-m62-chab-ssp-052spec 000437e9 002000 09482

bc2003-hr-m62-chab-ssp-054spec 000479e9 002000 09384

bc2003-hr-m62-chab-ssp-055spec 000501e9 002000 09342

bc2003-hr-m62-chab-ssp-070spec 001000e9 002000 08751

bc2003-hr-m62-chab-ssp-071spec 001047e9 002000 08716

bc2003-hr-m62-chab-ssp-072spec 001096e9 002000 08680

bc2003-hr-m62-chab-ssp-073spec 001148e9 002000 08644

bc2003-hr-m62-chab-ssp-074spec 001202e9 002000 08608

bc2003-hr-m62-chab-ssp-075spec 001259e9 002000 08572

bc2003-hr-m62-chab-ssp-076spec 001318e9 002000 08535

bc2003-hr-m62-chab-ssp-077spec 001380e9 002000 08503

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54 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-078spec 001445e9 002000 08472

bc2003-hr-m62-chab-ssp-079spec 001514e9 002000 08440

bc2003-hr-m62-chab-ssp-081spec 001660e9 002000 08375

bc2003-hr-m62-chab-ssp-082spec 001738e9 002000 08342

bc2003-hr-m62-chab-ssp-084spec 001905e9 002000 08276

bc2003-hr-m62-chab-ssp-087spec 002188e9 002000 08189

bc2003-hr-m62-chab-ssp-088spec 002291e9 002000 08159

bc2003-hr-m62-chab-ssp-112spec 006405e9 002000 07502

bc2003-hr-m62-chab-ssp-113spec 007187e9 002000 07429

bc2003-hr-m62-chab-ssp-114spec 008064e9 002000 07360

bc2003-hr-m62-chab-ssp-115spec 009048e9 002000 07291

bc2003-hr-m62-chab-ssp-116spec 010152e9 002000 07221

bc2003-hr-m62-chab-ssp-117spec 011391e9 002000 07150

bc2003-hr-m62-chab-ssp-118spec 012780e9 002000 07093

bc2003-hr-m62-chab-ssp-119spec 014340e9 002000 07036

bc2003-hr-m62-chab-ssp-120spec 016090e9 002000 06978

bc2003-hr-m62-chab-ssp-121spec 018053e9 002000 06920

bc2003-hr-m62-chab-ssp-122spec 020256e9 002000 06862

bc2003-hr-m62-chab-ssp-123spec 022727e9 002000 06808

bc2003-hr-m62-chab-ssp-124spec 025500e9 002000 06754

bc2003-hr-m62-chab-ssp-125spec 028612e9 002000 06700

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bc2003-hr-m62-chab-ssp-127spec 036020e9 002000 06592

bc2003-hr-m62-chab-ssp-128spec 040415e9 002000 06538

bc2003-hr-m62-chab-ssp-129spec 045347e9 002000 06484

bc2003-hr-m62-chab-ssp-130spec 050880e9 002000 06430

bc2003-hr-m62-chab-ssp-131spec 057088e9 002000 06376

bc2003-hr-m62-chab-ssp-132spec 064054e9 002000 06322

bc2003-hr-m62-chab-ssp-133spec 071870e9 002000 06265

bc2003-hr-m62-chab-ssp-134spec 080640e9 002000 06209

bc2003-hr-m62-chab-ssp-135spec 090479e9 002000 06152

bc2003-hr-m62-chab-ssp-201spec 1500000e9 002000 04999

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55 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-204spec 1575000e9 002000 04991

bc2003-hr-m62-chab-ssp-214spec 1825000e9 002000 04946

bc2003-hr-m62-chab-ssp-218spec 1925000e9 002000 04941

bc2003-hr-m72-chab-ssp-031spec 000166e9 005000 09918

bc2003-hr-m72-chab-ssp-032spec 000174e9 005000 09933

bc2003-hr-m72-chab-ssp-034spec 000191e9 005000 09890

bc2003-hr-m72-chab-ssp-051spec 000417e9 005000 09299

bc2003-hr-m72-chab-ssp-052spec 000437e9 005000 09260

bc2003-hr-m72-chab-ssp-054spec 000479e9 005000 09186

bc2003-hr-m72-chab-ssp-055spec 000501e9 005000 09147

bc2003-hr-m72-chab-ssp-070spec 001000e9 005000 08524

bc2003-hr-m72-chab-ssp-071spec 001047e9 005000 08491

bc2003-hr-m72-chab-ssp-072spec 001096e9 005000 08459

bc2003-hr-m72-chab-ssp-073spec 001148e9 005000 08427

bc2003-hr-m72-chab-ssp-074spec 001202e9 005000 08393

bc2003-hr-m72-chab-ssp-075spec 001259e9 005000 08360

bc2003-hr-m72-chab-ssp-076spec 001318e9 005000 08326

bc2003-hr-m72-chab-ssp-077spec 001380e9 005000 08292

bc2003-hr-m72-chab-ssp-078spec 001445e9 005000 08262

bc2003-hr-m72-chab-ssp-079spec 001514e9 005000 08233

bc2003-hr-m72-chab-ssp-081spec 001660e9 005000 08174

bc2003-hr-m72-chab-ssp-082spec 001738e9 005000 08143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-084spec 001905e9 005000 08081

bc2003-hr-m72-chab-ssp-087spec 002188e9 005000 07990

bc2003-hr-m72-chab-ssp-088spec 002291e9 005000 07958

bc2003-hr-m72-chab-ssp-112spec 006405e9 005000 07345

bc2003-hr-m72-chab-ssp-113spec 007187e9 005000 07278

bc2003-hr-m72-chab-ssp-114spec 008064e9 005000 07211

bc2003-hr-m72-chab-ssp-115spec 009048e9 005000 07144

bc2003-hr-m72-chab-ssp-116spec 010152e9 005000 07092

bc2003-hr-m72-chab-ssp-117spec 011391e9 005000 07039

bc2003-hr-m72-chab-ssp-118spec 012780e9 005000 06985

Continua en la pagina siguiente

56 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m72-chab-ssp-119spec 014340e9 005000 06930

bc2003-hr-m72-chab-ssp-120spec 016090e9 005000 06876

bc2003-hr-m72-chab-ssp-121spec 018053e9 005000 06823

bc2003-hr-m72-chab-ssp-122spec 020256e9 005000 06771

bc2003-hr-m72-chab-ssp-123spec 022727e9 005000 06720

bc2003-hr-m72-chab-ssp-124spec 025500e9 005000 06669

bc2003-hr-m72-chab-ssp-125spec 028612e9 005000 06618

bc2003-hr-m72-chab-ssp-126spec 032103e9 005000 06566

bc2003-hr-m72-chab-ssp-127spec 036020e9 005000 06514

bc2003-hr-m72-chab-ssp-128spec 040415e9 005000 06461

bc2003-hr-m72-chab-ssp-129spec 045347e9 005000 06410

bc2003-hr-m72-chab-ssp-130spec 050880e9 005000 06356

bc2003-hr-m72-chab-ssp-131spec 057088e9 005000 06302

bc2003-hr-m72-chab-ssp-132spec 064054e9 005000 06253

bc2003-hr-m72-chab-ssp-133spec 071870e9 005000 06196

bc2003-hr-m72-chab-ssp-134spec 080640e9 005000 06143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-135spec 090479e9 005000 06088

bc2003-hr-m72-chab-ssp-201spec 1500000e9 005000 04972

bc2003-hr-m72-chab-ssp-204spec 1575000e9 005000 04960

bc2003-hr-m72-chab-ssp-214spec 1825000e9 005000 04924

bc2003-hr-m72-chab-ssp-218spec 1925000e9 005000 04908

Cuadro 71 Base N

57 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

3416 3436 [Ne v] 34260

3718 3735 [O II] 37260

3720 3737 [O II] 37288

3796 3802 H10 37979

3833 3841 H90 38354

3862 3871 [Ne III] 38691

3882 3891 H8 HeI 38890

3961 3973 [Ne III] 39678

3961 3974 Hε 39701

4024 4030 He I 40262

4067 4070 [S II] 40686

4095 4107 Hδ 41017

4332 4346 Hγ 43405

4469 4475 He I 44715

4854 4868 Hβ 48613

4947 4968 [O III] 49589

4998 5019 [O III] 50068

5009 5022 He I 50157

5156 5164 [Fe VII] 51584

5193 5202 [N I] 51991

5267 5274 [Fe III] 52704

5868 5883 He I 58756

6296 6303 [O I] 63003

6303 6315 [S III] 63121

6355 6372 [O I] 63638

6538 6591 [N II] 65480

6547 6576 Hα 65628

6575 6591 [N II] 65835

6667 6681 He I 66782

6710 6743 [S II] 67164

6718 6743 [S II] 67308

7061 7072 He I 70652

Continua en la pagina siguiente

58 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

7125 7142 [Ar III] 71358

7315 7329 [O II] 73195

7320 7335 [O II] 73302

6845 6945 BC03 lowastlowast7165 7210 BC03 lowastlowast7550 7725 BC03 lowastlowast5880 5906 NaD 5890 lowast lowast lowast9059 9079 [S III] 90690

lowast Lınea de emision

lowastlowast Region en la problematica Bruzual y Charlot (2003)

lowast lowast lowast Absorcion del medio interestelar en 5896A

Cuadro 72 Mascara General desarrollada por NataliaVale Asari (2005) para Starlight

59 Marıa E Rojas A

  • Acroacutenimos
  • Introduccioacuten
  • Fundamentos de Espectroscopiacutea
    • Fundamentos
    • Espectros Astrofiacutesicos
    • Nuacutecleos Activos de Galaxias
      • Sistema NGC6240
      • Sistema NGC6240
      • Coacutedigo de Siacutentesis Espectral
        • Modelo Fiacutesico - Matemaacutetico
        • Modelo Computacional
        • Bases Espectrales
          • Construccioacuten de una Poblacioacuten Estelar Simple (SSPs)
          • Modelos de Poblaciones Estelares Simples
              • Extraccioacuten y Anaacutelisis de Espectros
                • Reduccioacuten
                • Caracterizacioacuten
                  • Espectroscopiacutea Sinteacutetica
                    • Siacutentesis espectral
                    • Sustraccioacuten espectral
                    • Caracterizacioacuten espectral
                      • Clasificacioacuten de NGC6240
                        • Propiedades fiacutesicas de NGC6240
                          • Conclusiones
                            • Bibliografiacutea
                              • Anexos
Page 59: Espectroscop a estelar sint etica, aplicaciones astrof sicas · con modelos estelares que siguen una l nea de tiempo, producidos por la combinacion de bibliotecas de evolucion estelar,

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

[81] Rigopoulou D Spoon H W W Genzel R et al 1999 AJ 118 2625

[82] Risaliti G Maiolino R amp Bassani L 2000 AampA 356 33

[83] Rodrıguez Zaurın J Holt J Tadhunter C Gonzalez Delgado R 2007 MNRAS375 1133 (RZ07)

[84] Rodrıguez Zaurın J Tadhunter C Gonzalez Delgado R 2008 MNRAS 384 875(RZ08)

[85] Sanchez-Blazquez et al 2006 MNRAS 371 703

[86] Salpeter E E 1955 ApJ 121 161

[87] Scoville NZ Evans AS Thompson R Rieke M Hines DC Low FJ Dins-haw N Surace JA amp Armus L 2000 AJ 119 991

[88] Satyapal S Sambruna R M amp Dudik R P 2004 AampA 414 825

[89] Schaerer D amp Vacca W D 1998 ApJ 497 618

[90] Schulz H Fried J W Roser S amp Keel W C 1993 AampA 277 416

[91] Shuder J M Osterbrock D E 1981 Astrophys J 250 55

[92] Sprinrad H Taylor BJ 1971 ApJS 22 445

[93] Soifer B T et al 1984 ApJ 278 71

[94] Tadhunter C N Robinson T G Gonzalez Delgado R M Wills K MorgantiR 2005 MNRAS 356 480

[95] Tecza M Genzel R Tacconi L J Anders S Tacconi-Garman L E amp ThatteN 2000 ApJ 537 178

[96] Van Driel W Arnaboldi M Combes F Sparke LS 2000 AampAS 141 385

[97] Vazdekis A Arimoto N1999 ApJ525144

[98] Veilleux S Kim D-C Sanders DB Mazzarella JM Soifer BT 1995 ApJS98 171

[99] Veron-Cetty M amp Veron P 2006 AA 455 773

[100] Vignati P Molendi S Matt G et al 1999 AampA 349 L57

[101] Wright G S Joseph R D amp Meikle W P S 1984 Nature 309 430

[102] Wood D B 1966 ApJ 145 36

BIBLIOGRAFIA 49 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

[103] Worthey G 1994 ApJS 94 687

[104] Yun M S amp Carilli C L 2002 ApJ 568 88

[105] Zhang Y Liu X-W Luo S-G Puignot D amp Barlow M J 2005 AampA 442249

BIBLIOGRAFIA 50 Marıa E Rojas A

CAPITULO 7

Anexos

SSP Edad [anos] Z Mstar

bc2003-hr-m42-chab-ssp-032spec 000174e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-034spec 000191e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-051spec 000417e9 000400 09666

bc2003-hr-m42-chab-ssp-052spec 000437e9 000400 09622

bc2003-hr-m42-chab-ssp-053spec 000457e9 000400 09579

bc2003-hr-m42-chab-ssp-054spec 000479e9 000400 09534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-055spec 000501e9 000400 09488

bc2003-hr-m42-chab-ssp-070spec 001000e9 000400 08862

bc2003-hr-m42-chab-ssp-073spec 001148e9 000400 08752

bc2003-hr-m42-chab-ssp-074spec 001202e9 000400 08716

bc2003-hr-m42-chab-ssp-075spec 001259e9 000400 08680

bc2003-hr-m42-chab-ssp-076spec 001318e9 000400 08644

bc2003-hr-m42-chab-ssp-077spec 001380e9 000400 08608

bc2003-hr-m42-chab-ssp-078spec 001445e9 000400 08571

bc2003-hr-m42-chab-ssp-079spec 001514e9 000400 08534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-080spec 001585e9 000400 08501

bc2003-hr-m42-chab-ssp-081spec 001660e9 000400 08469

bc2003-hr-m42-chab-ssp-082spec 001738e9 000400 08436

Continua en la pagina siguiente

51

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m42-chab-ssp-084spec 001905e9 000400 08369

bc2003-hr-m42-chab-ssp-087spec 002188e9 000400 08269

bc2003-hr-m42-chab-ssp-088spec 002291e9 000400 08237

bc2003-hr-m42-chab-ssp-112spec 006405e9 000400 07525

bc2003-hr-m42-chab-ssp-113spec 007187e9 000400 07446

bc2003-hr-m42-chab-ssp-114spec 008064e9 000400 07366

bc2003-hr-m42-chab-ssp-115spec 009048e9 000400 07287

bc2003-hr-m42-chab-ssp-116spec 010152e9 000400 07207

bc2003-hr-m42-chab-ssp-117spec 011391e9 000400 07130

bc2003-hr-m42-chab-ssp-118spec 012780e9 000400 07064

bc2003-hr-m42-chab-ssp-119spec 014340e9 000400 06997

bc2003-hr-m42-chab-ssp-120spec 016090e9 000400 06930

bc2003-hr-m42-chab-ssp-121spec 018053e9 000400 06863

bc2003-hr-m42-chab-ssp-122spec 020256e9 000400 06800

bc2003-hr-m42-chab-ssp-123spec 022727e9 000400 06738

bc2003-hr-m42-chab-ssp-124spec 025500e9 000400 06676

bc2003-hr-m42-chab-ssp-125spec 028612e9 000400 06613

bc2003-hr-m42-chab-ssp-126spec 032103e9 000400 06550

bc2003-hr-m42-chab-ssp-127spec 036020e9 000400 06486

bc2003-hr-m42-chab-ssp-128spec 040415e9 000400 06427

bc2003-hr-m42-chab-ssp-129spec 045347e9 000400 06370

bc2003-hr-m42-chab-ssp-130spec 050880e9 000400 06313

bc2003-hr-m42-chab-ssp-131spec 057088e9 000400 06256

bc2003-hr-m42-chab-ssp-132spec 064054e9 000400 06197

bc2003-hr-m42-chab-ssp-133spec 071870e9 000400 06140

bc2003-hr-m42-chab-ssp-134spec 080640e9 000400 06082

bc2003-hr-m42-chab-ssp-135spec 090479e9 000400 06024

bc2003-hr-m42-chab-ssp-201spec 1500000e9 000400 04919

bc2003-hr-m42-chab-ssp-204spec 1575000e9 000400 04915

bc2003-hr-m42-chab-ssp-214spec 1825000e9 000400 04875

bc2003-hr-m42-chab-ssp-218spec 1925000e9 000400 04872

bc2003-hr-m52-chab-ssp-031spec 000166e9 000800 10000

Continua en la pagina siguiente

52 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-032spec 000174e9 000800 10000

bc2003-hr-m52-chab-ssp-034spec 000191e9 000800 10000

bc2003-hr-m52-chab-ssp-051spec 000417e9 000800 09645

bc2003-hr-m52-chab-ssp-052spec 000437e9 000800 09599

bc2003-hr-m52-chab-ssp-054spec 000479e9 000800 09496

bc2003-hr-m52-chab-ssp-055spec 000501e9 000800 09443

bc2003-hr-m52-chab-ssp-070spec 001000e9 000800 08827

bc2003-hr-m52-chab-ssp-073spec 001148e9 000800 08725

bc2003-hr-m52-chab-ssp-074spec 001202e9 000800 08691

bc2003-hr-m52-chab-ssp-075spec 001259e9 000800 08657

bc2003-hr-m52-chab-ssp-076spec 001318e9 000800 08622

bc2003-hr-m52-chab-ssp-077spec 001380e9 000800 08587

bc2003-hr-m52-chab-ssp-078spec 001445e9 000800 08552

bc2003-hr-m52-chab-ssp-079spec 001514e9 000800 08517

bc2003-hr-m52-chab-ssp-080spec 001585e9 000800 08485

bc2003-hr-m52-chab-ssp-081spec 001660e9 000800 08453

bc2003-hr-m52-chab-ssp-082spec 001738e9 000800 08420

bc2003-hr-m52-chab-ssp-083spec 001820e9 000800 08387

bc2003-hr-m52-chab-ssp-084spec 001905e9 000800 08354

bc2003-hr-m52-chab-ssp-087spec 002188e9 000800 08256

bc2003-hr-m52-chab-ssp-088spec 002291e9 000800 08226

bc2003-hr-m52-chab-ssp-112spec 006405e9 000800 07527

bc2003-hr-m52-chab-ssp-113spec 007187e9 000800 07451

bc2003-hr-m52-chab-ssp-114spec 008064e9 000800 07376

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bc2003-hr-m52-chab-ssp-117spec 011391e9 000800 07150

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bc2003-hr-m52-chab-ssp-122spec 020256e9 000800 06838

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53 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-123spec 022727e9 000800 06781

bc2003-hr-m52-chab-ssp-124spec 025500e9 000800 06723

bc2003-hr-m52-chab-ssp-125spec 028612e9 000800 06665

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bc2003-hr-m52-chab-ssp-127spec 036020e9 000800 06548

bc2003-hr-m52-chab-ssp-128spec 040415e9 000800 06490

bc2003-hr-m52-chab-ssp-129spec 045347e9 000800 06434

bc2003-hr-m52-chab-ssp-130spec 050880e9 000800 06377

bc2003-hr-m52-chab-ssp-131spec 057088e9 000800 06318

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bc2003-hr-m52-chab-ssp-204spec 1575000e9 000800 04935

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bc2003-hr-m52-chab-ssp-218spec 1925000e9 000800 04882

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bc2003-hr-m62-chab-ssp-032spec 000174e9 002000 10000

bc2003-hr-m62-chab-ssp-034spec 000191e9 002000 09996

bc2003-hr-m62-chab-ssp-051spec 000417e9 002000 09535

bc2003-hr-m62-chab-ssp-052spec 000437e9 002000 09482

bc2003-hr-m62-chab-ssp-054spec 000479e9 002000 09384

bc2003-hr-m62-chab-ssp-055spec 000501e9 002000 09342

bc2003-hr-m62-chab-ssp-070spec 001000e9 002000 08751

bc2003-hr-m62-chab-ssp-071spec 001047e9 002000 08716

bc2003-hr-m62-chab-ssp-072spec 001096e9 002000 08680

bc2003-hr-m62-chab-ssp-073spec 001148e9 002000 08644

bc2003-hr-m62-chab-ssp-074spec 001202e9 002000 08608

bc2003-hr-m62-chab-ssp-075spec 001259e9 002000 08572

bc2003-hr-m62-chab-ssp-076spec 001318e9 002000 08535

bc2003-hr-m62-chab-ssp-077spec 001380e9 002000 08503

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54 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-078spec 001445e9 002000 08472

bc2003-hr-m62-chab-ssp-079spec 001514e9 002000 08440

bc2003-hr-m62-chab-ssp-081spec 001660e9 002000 08375

bc2003-hr-m62-chab-ssp-082spec 001738e9 002000 08342

bc2003-hr-m62-chab-ssp-084spec 001905e9 002000 08276

bc2003-hr-m62-chab-ssp-087spec 002188e9 002000 08189

bc2003-hr-m62-chab-ssp-088spec 002291e9 002000 08159

bc2003-hr-m62-chab-ssp-112spec 006405e9 002000 07502

bc2003-hr-m62-chab-ssp-113spec 007187e9 002000 07429

bc2003-hr-m62-chab-ssp-114spec 008064e9 002000 07360

bc2003-hr-m62-chab-ssp-115spec 009048e9 002000 07291

bc2003-hr-m62-chab-ssp-116spec 010152e9 002000 07221

bc2003-hr-m62-chab-ssp-117spec 011391e9 002000 07150

bc2003-hr-m62-chab-ssp-118spec 012780e9 002000 07093

bc2003-hr-m62-chab-ssp-119spec 014340e9 002000 07036

bc2003-hr-m62-chab-ssp-120spec 016090e9 002000 06978

bc2003-hr-m62-chab-ssp-121spec 018053e9 002000 06920

bc2003-hr-m62-chab-ssp-122spec 020256e9 002000 06862

bc2003-hr-m62-chab-ssp-123spec 022727e9 002000 06808

bc2003-hr-m62-chab-ssp-124spec 025500e9 002000 06754

bc2003-hr-m62-chab-ssp-125spec 028612e9 002000 06700

bc2003-hr-m62-chab-ssp-126spec 032103e9 002000 06646

bc2003-hr-m62-chab-ssp-127spec 036020e9 002000 06592

bc2003-hr-m62-chab-ssp-128spec 040415e9 002000 06538

bc2003-hr-m62-chab-ssp-129spec 045347e9 002000 06484

bc2003-hr-m62-chab-ssp-130spec 050880e9 002000 06430

bc2003-hr-m62-chab-ssp-131spec 057088e9 002000 06376

bc2003-hr-m62-chab-ssp-132spec 064054e9 002000 06322

bc2003-hr-m62-chab-ssp-133spec 071870e9 002000 06265

bc2003-hr-m62-chab-ssp-134spec 080640e9 002000 06209

bc2003-hr-m62-chab-ssp-135spec 090479e9 002000 06152

bc2003-hr-m62-chab-ssp-201spec 1500000e9 002000 04999

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55 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-204spec 1575000e9 002000 04991

bc2003-hr-m62-chab-ssp-214spec 1825000e9 002000 04946

bc2003-hr-m62-chab-ssp-218spec 1925000e9 002000 04941

bc2003-hr-m72-chab-ssp-031spec 000166e9 005000 09918

bc2003-hr-m72-chab-ssp-032spec 000174e9 005000 09933

bc2003-hr-m72-chab-ssp-034spec 000191e9 005000 09890

bc2003-hr-m72-chab-ssp-051spec 000417e9 005000 09299

bc2003-hr-m72-chab-ssp-052spec 000437e9 005000 09260

bc2003-hr-m72-chab-ssp-054spec 000479e9 005000 09186

bc2003-hr-m72-chab-ssp-055spec 000501e9 005000 09147

bc2003-hr-m72-chab-ssp-070spec 001000e9 005000 08524

bc2003-hr-m72-chab-ssp-071spec 001047e9 005000 08491

bc2003-hr-m72-chab-ssp-072spec 001096e9 005000 08459

bc2003-hr-m72-chab-ssp-073spec 001148e9 005000 08427

bc2003-hr-m72-chab-ssp-074spec 001202e9 005000 08393

bc2003-hr-m72-chab-ssp-075spec 001259e9 005000 08360

bc2003-hr-m72-chab-ssp-076spec 001318e9 005000 08326

bc2003-hr-m72-chab-ssp-077spec 001380e9 005000 08292

bc2003-hr-m72-chab-ssp-078spec 001445e9 005000 08262

bc2003-hr-m72-chab-ssp-079spec 001514e9 005000 08233

bc2003-hr-m72-chab-ssp-081spec 001660e9 005000 08174

bc2003-hr-m72-chab-ssp-082spec 001738e9 005000 08143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-084spec 001905e9 005000 08081

bc2003-hr-m72-chab-ssp-087spec 002188e9 005000 07990

bc2003-hr-m72-chab-ssp-088spec 002291e9 005000 07958

bc2003-hr-m72-chab-ssp-112spec 006405e9 005000 07345

bc2003-hr-m72-chab-ssp-113spec 007187e9 005000 07278

bc2003-hr-m72-chab-ssp-114spec 008064e9 005000 07211

bc2003-hr-m72-chab-ssp-115spec 009048e9 005000 07144

bc2003-hr-m72-chab-ssp-116spec 010152e9 005000 07092

bc2003-hr-m72-chab-ssp-117spec 011391e9 005000 07039

bc2003-hr-m72-chab-ssp-118spec 012780e9 005000 06985

Continua en la pagina siguiente

56 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m72-chab-ssp-119spec 014340e9 005000 06930

bc2003-hr-m72-chab-ssp-120spec 016090e9 005000 06876

bc2003-hr-m72-chab-ssp-121spec 018053e9 005000 06823

bc2003-hr-m72-chab-ssp-122spec 020256e9 005000 06771

bc2003-hr-m72-chab-ssp-123spec 022727e9 005000 06720

bc2003-hr-m72-chab-ssp-124spec 025500e9 005000 06669

bc2003-hr-m72-chab-ssp-125spec 028612e9 005000 06618

bc2003-hr-m72-chab-ssp-126spec 032103e9 005000 06566

bc2003-hr-m72-chab-ssp-127spec 036020e9 005000 06514

bc2003-hr-m72-chab-ssp-128spec 040415e9 005000 06461

bc2003-hr-m72-chab-ssp-129spec 045347e9 005000 06410

bc2003-hr-m72-chab-ssp-130spec 050880e9 005000 06356

bc2003-hr-m72-chab-ssp-131spec 057088e9 005000 06302

bc2003-hr-m72-chab-ssp-132spec 064054e9 005000 06253

bc2003-hr-m72-chab-ssp-133spec 071870e9 005000 06196

bc2003-hr-m72-chab-ssp-134spec 080640e9 005000 06143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-135spec 090479e9 005000 06088

bc2003-hr-m72-chab-ssp-201spec 1500000e9 005000 04972

bc2003-hr-m72-chab-ssp-204spec 1575000e9 005000 04960

bc2003-hr-m72-chab-ssp-214spec 1825000e9 005000 04924

bc2003-hr-m72-chab-ssp-218spec 1925000e9 005000 04908

Cuadro 71 Base N

57 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

3416 3436 [Ne v] 34260

3718 3735 [O II] 37260

3720 3737 [O II] 37288

3796 3802 H10 37979

3833 3841 H90 38354

3862 3871 [Ne III] 38691

3882 3891 H8 HeI 38890

3961 3973 [Ne III] 39678

3961 3974 Hε 39701

4024 4030 He I 40262

4067 4070 [S II] 40686

4095 4107 Hδ 41017

4332 4346 Hγ 43405

4469 4475 He I 44715

4854 4868 Hβ 48613

4947 4968 [O III] 49589

4998 5019 [O III] 50068

5009 5022 He I 50157

5156 5164 [Fe VII] 51584

5193 5202 [N I] 51991

5267 5274 [Fe III] 52704

5868 5883 He I 58756

6296 6303 [O I] 63003

6303 6315 [S III] 63121

6355 6372 [O I] 63638

6538 6591 [N II] 65480

6547 6576 Hα 65628

6575 6591 [N II] 65835

6667 6681 He I 66782

6710 6743 [S II] 67164

6718 6743 [S II] 67308

7061 7072 He I 70652

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58 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

7125 7142 [Ar III] 71358

7315 7329 [O II] 73195

7320 7335 [O II] 73302

6845 6945 BC03 lowastlowast7165 7210 BC03 lowastlowast7550 7725 BC03 lowastlowast5880 5906 NaD 5890 lowast lowast lowast9059 9079 [S III] 90690

lowast Lınea de emision

lowastlowast Region en la problematica Bruzual y Charlot (2003)

lowast lowast lowast Absorcion del medio interestelar en 5896A

Cuadro 72 Mascara General desarrollada por NataliaVale Asari (2005) para Starlight

59 Marıa E Rojas A

  • Acroacutenimos
  • Introduccioacuten
  • Fundamentos de Espectroscopiacutea
    • Fundamentos
    • Espectros Astrofiacutesicos
    • Nuacutecleos Activos de Galaxias
      • Sistema NGC6240
      • Sistema NGC6240
      • Coacutedigo de Siacutentesis Espectral
        • Modelo Fiacutesico - Matemaacutetico
        • Modelo Computacional
        • Bases Espectrales
          • Construccioacuten de una Poblacioacuten Estelar Simple (SSPs)
          • Modelos de Poblaciones Estelares Simples
              • Extraccioacuten y Anaacutelisis de Espectros
                • Reduccioacuten
                • Caracterizacioacuten
                  • Espectroscopiacutea Sinteacutetica
                    • Siacutentesis espectral
                    • Sustraccioacuten espectral
                    • Caracterizacioacuten espectral
                      • Clasificacioacuten de NGC6240
                        • Propiedades fiacutesicas de NGC6240
                          • Conclusiones
                            • Bibliografiacutea
                              • Anexos
Page 60: Espectroscop a estelar sint etica, aplicaciones astrof sicas · con modelos estelares que siguen una l nea de tiempo, producidos por la combinacion de bibliotecas de evolucion estelar,

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

[103] Worthey G 1994 ApJS 94 687

[104] Yun M S amp Carilli C L 2002 ApJ 568 88

[105] Zhang Y Liu X-W Luo S-G Puignot D amp Barlow M J 2005 AampA 442249

BIBLIOGRAFIA 50 Marıa E Rojas A

CAPITULO 7

Anexos

SSP Edad [anos] Z Mstar

bc2003-hr-m42-chab-ssp-032spec 000174e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-034spec 000191e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-051spec 000417e9 000400 09666

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Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

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Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m72-chab-ssp-119spec 014340e9 005000 06930

bc2003-hr-m72-chab-ssp-120spec 016090e9 005000 06876

bc2003-hr-m72-chab-ssp-121spec 018053e9 005000 06823

bc2003-hr-m72-chab-ssp-122spec 020256e9 005000 06771

bc2003-hr-m72-chab-ssp-123spec 022727e9 005000 06720

bc2003-hr-m72-chab-ssp-124spec 025500e9 005000 06669

bc2003-hr-m72-chab-ssp-125spec 028612e9 005000 06618

bc2003-hr-m72-chab-ssp-126spec 032103e9 005000 06566

bc2003-hr-m72-chab-ssp-127spec 036020e9 005000 06514

bc2003-hr-m72-chab-ssp-128spec 040415e9 005000 06461

bc2003-hr-m72-chab-ssp-129spec 045347e9 005000 06410

bc2003-hr-m72-chab-ssp-130spec 050880e9 005000 06356

bc2003-hr-m72-chab-ssp-131spec 057088e9 005000 06302

bc2003-hr-m72-chab-ssp-132spec 064054e9 005000 06253

bc2003-hr-m72-chab-ssp-133spec 071870e9 005000 06196

bc2003-hr-m72-chab-ssp-134spec 080640e9 005000 06143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-135spec 090479e9 005000 06088

bc2003-hr-m72-chab-ssp-201spec 1500000e9 005000 04972

bc2003-hr-m72-chab-ssp-204spec 1575000e9 005000 04960

bc2003-hr-m72-chab-ssp-214spec 1825000e9 005000 04924

bc2003-hr-m72-chab-ssp-218spec 1925000e9 005000 04908

Cuadro 71 Base N

57 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

3416 3436 [Ne v] 34260

3718 3735 [O II] 37260

3720 3737 [O II] 37288

3796 3802 H10 37979

3833 3841 H90 38354

3862 3871 [Ne III] 38691

3882 3891 H8 HeI 38890

3961 3973 [Ne III] 39678

3961 3974 Hε 39701

4024 4030 He I 40262

4067 4070 [S II] 40686

4095 4107 Hδ 41017

4332 4346 Hγ 43405

4469 4475 He I 44715

4854 4868 Hβ 48613

4947 4968 [O III] 49589

4998 5019 [O III] 50068

5009 5022 He I 50157

5156 5164 [Fe VII] 51584

5193 5202 [N I] 51991

5267 5274 [Fe III] 52704

5868 5883 He I 58756

6296 6303 [O I] 63003

6303 6315 [S III] 63121

6355 6372 [O I] 63638

6538 6591 [N II] 65480

6547 6576 Hα 65628

6575 6591 [N II] 65835

6667 6681 He I 66782

6710 6743 [S II] 67164

6718 6743 [S II] 67308

7061 7072 He I 70652

Continua en la pagina siguiente

58 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

7125 7142 [Ar III] 71358

7315 7329 [O II] 73195

7320 7335 [O II] 73302

6845 6945 BC03 lowastlowast7165 7210 BC03 lowastlowast7550 7725 BC03 lowastlowast5880 5906 NaD 5890 lowast lowast lowast9059 9079 [S III] 90690

lowast Lınea de emision

lowastlowast Region en la problematica Bruzual y Charlot (2003)

lowast lowast lowast Absorcion del medio interestelar en 5896A

Cuadro 72 Mascara General desarrollada por NataliaVale Asari (2005) para Starlight

59 Marıa E Rojas A

  • Acroacutenimos
  • Introduccioacuten
  • Fundamentos de Espectroscopiacutea
    • Fundamentos
    • Espectros Astrofiacutesicos
    • Nuacutecleos Activos de Galaxias
      • Sistema NGC6240
      • Sistema NGC6240
      • Coacutedigo de Siacutentesis Espectral
        • Modelo Fiacutesico - Matemaacutetico
        • Modelo Computacional
        • Bases Espectrales
          • Construccioacuten de una Poblacioacuten Estelar Simple (SSPs)
          • Modelos de Poblaciones Estelares Simples
              • Extraccioacuten y Anaacutelisis de Espectros
                • Reduccioacuten
                • Caracterizacioacuten
                  • Espectroscopiacutea Sinteacutetica
                    • Siacutentesis espectral
                    • Sustraccioacuten espectral
                    • Caracterizacioacuten espectral
                      • Clasificacioacuten de NGC6240
                        • Propiedades fiacutesicas de NGC6240
                          • Conclusiones
                            • Bibliografiacutea
                              • Anexos
Page 61: Espectroscop a estelar sint etica, aplicaciones astrof sicas · con modelos estelares que siguen una l nea de tiempo, producidos por la combinacion de bibliotecas de evolucion estelar,

CAPITULO 7

Anexos

SSP Edad [anos] Z Mstar

bc2003-hr-m42-chab-ssp-032spec 000174e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-034spec 000191e9 000400 10000

bc2003-hr-m42-chab-ssp-051spec 000417e9 000400 09666

bc2003-hr-m42-chab-ssp-052spec 000437e9 000400 09622

bc2003-hr-m42-chab-ssp-053spec 000457e9 000400 09579

bc2003-hr-m42-chab-ssp-054spec 000479e9 000400 09534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-055spec 000501e9 000400 09488

bc2003-hr-m42-chab-ssp-070spec 001000e9 000400 08862

bc2003-hr-m42-chab-ssp-073spec 001148e9 000400 08752

bc2003-hr-m42-chab-ssp-074spec 001202e9 000400 08716

bc2003-hr-m42-chab-ssp-075spec 001259e9 000400 08680

bc2003-hr-m42-chab-ssp-076spec 001318e9 000400 08644

bc2003-hr-m42-chab-ssp-077spec 001380e9 000400 08608

bc2003-hr-m42-chab-ssp-078spec 001445e9 000400 08571

bc2003-hr-m42-chab-ssp-079spec 001514e9 000400 08534

bc2003-hr-m42-chab-ssp-080spec 001585e9 000400 08501

bc2003-hr-m42-chab-ssp-081spec 001660e9 000400 08469

bc2003-hr-m42-chab-ssp-082spec 001738e9 000400 08436

Continua en la pagina siguiente

51

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m42-chab-ssp-084spec 001905e9 000400 08369

bc2003-hr-m42-chab-ssp-087spec 002188e9 000400 08269

bc2003-hr-m42-chab-ssp-088spec 002291e9 000400 08237

bc2003-hr-m42-chab-ssp-112spec 006405e9 000400 07525

bc2003-hr-m42-chab-ssp-113spec 007187e9 000400 07446

bc2003-hr-m42-chab-ssp-114spec 008064e9 000400 07366

bc2003-hr-m42-chab-ssp-115spec 009048e9 000400 07287

bc2003-hr-m42-chab-ssp-116spec 010152e9 000400 07207

bc2003-hr-m42-chab-ssp-117spec 011391e9 000400 07130

bc2003-hr-m42-chab-ssp-118spec 012780e9 000400 07064

bc2003-hr-m42-chab-ssp-119spec 014340e9 000400 06997

bc2003-hr-m42-chab-ssp-120spec 016090e9 000400 06930

bc2003-hr-m42-chab-ssp-121spec 018053e9 000400 06863

bc2003-hr-m42-chab-ssp-122spec 020256e9 000400 06800

bc2003-hr-m42-chab-ssp-123spec 022727e9 000400 06738

bc2003-hr-m42-chab-ssp-124spec 025500e9 000400 06676

bc2003-hr-m42-chab-ssp-125spec 028612e9 000400 06613

bc2003-hr-m42-chab-ssp-126spec 032103e9 000400 06550

bc2003-hr-m42-chab-ssp-127spec 036020e9 000400 06486

bc2003-hr-m42-chab-ssp-128spec 040415e9 000400 06427

bc2003-hr-m42-chab-ssp-129spec 045347e9 000400 06370

bc2003-hr-m42-chab-ssp-130spec 050880e9 000400 06313

bc2003-hr-m42-chab-ssp-131spec 057088e9 000400 06256

bc2003-hr-m42-chab-ssp-132spec 064054e9 000400 06197

bc2003-hr-m42-chab-ssp-133spec 071870e9 000400 06140

bc2003-hr-m42-chab-ssp-134spec 080640e9 000400 06082

bc2003-hr-m42-chab-ssp-135spec 090479e9 000400 06024

bc2003-hr-m42-chab-ssp-201spec 1500000e9 000400 04919

bc2003-hr-m42-chab-ssp-204spec 1575000e9 000400 04915

bc2003-hr-m42-chab-ssp-214spec 1825000e9 000400 04875

bc2003-hr-m42-chab-ssp-218spec 1925000e9 000400 04872

bc2003-hr-m52-chab-ssp-031spec 000166e9 000800 10000

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52 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-032spec 000174e9 000800 10000

bc2003-hr-m52-chab-ssp-034spec 000191e9 000800 10000

bc2003-hr-m52-chab-ssp-051spec 000417e9 000800 09645

bc2003-hr-m52-chab-ssp-052spec 000437e9 000800 09599

bc2003-hr-m52-chab-ssp-054spec 000479e9 000800 09496

bc2003-hr-m52-chab-ssp-055spec 000501e9 000800 09443

bc2003-hr-m52-chab-ssp-070spec 001000e9 000800 08827

bc2003-hr-m52-chab-ssp-073spec 001148e9 000800 08725

bc2003-hr-m52-chab-ssp-074spec 001202e9 000800 08691

bc2003-hr-m52-chab-ssp-075spec 001259e9 000800 08657

bc2003-hr-m52-chab-ssp-076spec 001318e9 000800 08622

bc2003-hr-m52-chab-ssp-077spec 001380e9 000800 08587

bc2003-hr-m52-chab-ssp-078spec 001445e9 000800 08552

bc2003-hr-m52-chab-ssp-079spec 001514e9 000800 08517

bc2003-hr-m52-chab-ssp-080spec 001585e9 000800 08485

bc2003-hr-m52-chab-ssp-081spec 001660e9 000800 08453

bc2003-hr-m52-chab-ssp-082spec 001738e9 000800 08420

bc2003-hr-m52-chab-ssp-083spec 001820e9 000800 08387

bc2003-hr-m52-chab-ssp-084spec 001905e9 000800 08354

bc2003-hr-m52-chab-ssp-087spec 002188e9 000800 08256

bc2003-hr-m52-chab-ssp-088spec 002291e9 000800 08226

bc2003-hr-m52-chab-ssp-112spec 006405e9 000800 07527

bc2003-hr-m52-chab-ssp-113spec 007187e9 000800 07451

bc2003-hr-m52-chab-ssp-114spec 008064e9 000800 07376

bc2003-hr-m52-chab-ssp-115spec 009048e9 000800 07301

bc2003-hr-m52-chab-ssp-116spec 010152e9 000800 07226

bc2003-hr-m52-chab-ssp-117spec 011391e9 000800 07150

bc2003-hr-m52-chab-ssp-118spec 012780e9 000800 07088

bc2003-hr-m52-chab-ssp-119spec 014340e9 000800 07026

bc2003-hr-m52-chab-ssp-120spec 016090e9 000800 06963

bc2003-hr-m52-chab-ssp-121spec 018053e9 000800 06900

bc2003-hr-m52-chab-ssp-122spec 020256e9 000800 06838

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53 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-123spec 022727e9 000800 06781

bc2003-hr-m52-chab-ssp-124spec 025500e9 000800 06723

bc2003-hr-m52-chab-ssp-125spec 028612e9 000800 06665

bc2003-hr-m52-chab-ssp-126spec 032103e9 000800 06607

bc2003-hr-m52-chab-ssp-127spec 036020e9 000800 06548

bc2003-hr-m52-chab-ssp-128spec 040415e9 000800 06490

bc2003-hr-m52-chab-ssp-129spec 045347e9 000800 06434

bc2003-hr-m52-chab-ssp-130spec 050880e9 000800 06377

bc2003-hr-m52-chab-ssp-131spec 057088e9 000800 06318

bc2003-hr-m52-chab-ssp-132spec 064054e9 000800 06266

bc2003-hr-m52-chab-ssp-133spec 071870e9 000800 06205

bc2003-hr-m52-chab-ssp-134spec 080640e9 000800 06145

bc2003-hr-m52-chab-ssp-135spec 090479e9 000800 06086

bc2003-hr-m52-chab-ssp-201spec 1500000e9 000800 04936

bc2003-hr-m52-chab-ssp-204spec 1575000e9 000800 04935

bc2003-hr-m52-chab-ssp-214spec 1825000e9 000800 04887

bc2003-hr-m52-chab-ssp-218spec 1925000e9 000800 04882

bc2003-hr-m62-chab-ssp-031spec 000166e9 002000 10000

bc2003-hr-m62-chab-ssp-032spec 000174e9 002000 10000

bc2003-hr-m62-chab-ssp-034spec 000191e9 002000 09996

bc2003-hr-m62-chab-ssp-051spec 000417e9 002000 09535

bc2003-hr-m62-chab-ssp-052spec 000437e9 002000 09482

bc2003-hr-m62-chab-ssp-054spec 000479e9 002000 09384

bc2003-hr-m62-chab-ssp-055spec 000501e9 002000 09342

bc2003-hr-m62-chab-ssp-070spec 001000e9 002000 08751

bc2003-hr-m62-chab-ssp-071spec 001047e9 002000 08716

bc2003-hr-m62-chab-ssp-072spec 001096e9 002000 08680

bc2003-hr-m62-chab-ssp-073spec 001148e9 002000 08644

bc2003-hr-m62-chab-ssp-074spec 001202e9 002000 08608

bc2003-hr-m62-chab-ssp-075spec 001259e9 002000 08572

bc2003-hr-m62-chab-ssp-076spec 001318e9 002000 08535

bc2003-hr-m62-chab-ssp-077spec 001380e9 002000 08503

Continua en la pagina siguiente

54 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-078spec 001445e9 002000 08472

bc2003-hr-m62-chab-ssp-079spec 001514e9 002000 08440

bc2003-hr-m62-chab-ssp-081spec 001660e9 002000 08375

bc2003-hr-m62-chab-ssp-082spec 001738e9 002000 08342

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bc2003-hr-m62-chab-ssp-201spec 1500000e9 002000 04999

Continua en la pagina siguiente

55 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-204spec 1575000e9 002000 04991

bc2003-hr-m62-chab-ssp-214spec 1825000e9 002000 04946

bc2003-hr-m62-chab-ssp-218spec 1925000e9 002000 04941

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bc2003-hr-m72-chab-ssp-054spec 000479e9 005000 09186

bc2003-hr-m72-chab-ssp-055spec 000501e9 005000 09147

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bc2003-hr-m72-chab-ssp-074spec 001202e9 005000 08393

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bc2003-hr-m72-chab-ssp-076spec 001318e9 005000 08326

bc2003-hr-m72-chab-ssp-077spec 001380e9 005000 08292

bc2003-hr-m72-chab-ssp-078spec 001445e9 005000 08262

bc2003-hr-m72-chab-ssp-079spec 001514e9 005000 08233

bc2003-hr-m72-chab-ssp-081spec 001660e9 005000 08174

bc2003-hr-m72-chab-ssp-082spec 001738e9 005000 08143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-084spec 001905e9 005000 08081

bc2003-hr-m72-chab-ssp-087spec 002188e9 005000 07990

bc2003-hr-m72-chab-ssp-088spec 002291e9 005000 07958

bc2003-hr-m72-chab-ssp-112spec 006405e9 005000 07345

bc2003-hr-m72-chab-ssp-113spec 007187e9 005000 07278

bc2003-hr-m72-chab-ssp-114spec 008064e9 005000 07211

bc2003-hr-m72-chab-ssp-115spec 009048e9 005000 07144

bc2003-hr-m72-chab-ssp-116spec 010152e9 005000 07092

bc2003-hr-m72-chab-ssp-117spec 011391e9 005000 07039

bc2003-hr-m72-chab-ssp-118spec 012780e9 005000 06985

Continua en la pagina siguiente

56 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m72-chab-ssp-119spec 014340e9 005000 06930

bc2003-hr-m72-chab-ssp-120spec 016090e9 005000 06876

bc2003-hr-m72-chab-ssp-121spec 018053e9 005000 06823

bc2003-hr-m72-chab-ssp-122spec 020256e9 005000 06771

bc2003-hr-m72-chab-ssp-123spec 022727e9 005000 06720

bc2003-hr-m72-chab-ssp-124spec 025500e9 005000 06669

bc2003-hr-m72-chab-ssp-125spec 028612e9 005000 06618

bc2003-hr-m72-chab-ssp-126spec 032103e9 005000 06566

bc2003-hr-m72-chab-ssp-127spec 036020e9 005000 06514

bc2003-hr-m72-chab-ssp-128spec 040415e9 005000 06461

bc2003-hr-m72-chab-ssp-129spec 045347e9 005000 06410

bc2003-hr-m72-chab-ssp-130spec 050880e9 005000 06356

bc2003-hr-m72-chab-ssp-131spec 057088e9 005000 06302

bc2003-hr-m72-chab-ssp-132spec 064054e9 005000 06253

bc2003-hr-m72-chab-ssp-133spec 071870e9 005000 06196

bc2003-hr-m72-chab-ssp-134spec 080640e9 005000 06143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-135spec 090479e9 005000 06088

bc2003-hr-m72-chab-ssp-201spec 1500000e9 005000 04972

bc2003-hr-m72-chab-ssp-204spec 1575000e9 005000 04960

bc2003-hr-m72-chab-ssp-214spec 1825000e9 005000 04924

bc2003-hr-m72-chab-ssp-218spec 1925000e9 005000 04908

Cuadro 71 Base N

57 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

3416 3436 [Ne v] 34260

3718 3735 [O II] 37260

3720 3737 [O II] 37288

3796 3802 H10 37979

3833 3841 H90 38354

3862 3871 [Ne III] 38691

3882 3891 H8 HeI 38890

3961 3973 [Ne III] 39678

3961 3974 Hε 39701

4024 4030 He I 40262

4067 4070 [S II] 40686

4095 4107 Hδ 41017

4332 4346 Hγ 43405

4469 4475 He I 44715

4854 4868 Hβ 48613

4947 4968 [O III] 49589

4998 5019 [O III] 50068

5009 5022 He I 50157

5156 5164 [Fe VII] 51584

5193 5202 [N I] 51991

5267 5274 [Fe III] 52704

5868 5883 He I 58756

6296 6303 [O I] 63003

6303 6315 [S III] 63121

6355 6372 [O I] 63638

6538 6591 [N II] 65480

6547 6576 Hα 65628

6575 6591 [N II] 65835

6667 6681 He I 66782

6710 6743 [S II] 67164

6718 6743 [S II] 67308

7061 7072 He I 70652

Continua en la pagina siguiente

58 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

7125 7142 [Ar III] 71358

7315 7329 [O II] 73195

7320 7335 [O II] 73302

6845 6945 BC03 lowastlowast7165 7210 BC03 lowastlowast7550 7725 BC03 lowastlowast5880 5906 NaD 5890 lowast lowast lowast9059 9079 [S III] 90690

lowast Lınea de emision

lowastlowast Region en la problematica Bruzual y Charlot (2003)

lowast lowast lowast Absorcion del medio interestelar en 5896A

Cuadro 72 Mascara General desarrollada por NataliaVale Asari (2005) para Starlight

59 Marıa E Rojas A

  • Acroacutenimos
  • Introduccioacuten
  • Fundamentos de Espectroscopiacutea
    • Fundamentos
    • Espectros Astrofiacutesicos
    • Nuacutecleos Activos de Galaxias
      • Sistema NGC6240
      • Sistema NGC6240
      • Coacutedigo de Siacutentesis Espectral
        • Modelo Fiacutesico - Matemaacutetico
        • Modelo Computacional
        • Bases Espectrales
          • Construccioacuten de una Poblacioacuten Estelar Simple (SSPs)
          • Modelos de Poblaciones Estelares Simples
              • Extraccioacuten y Anaacutelisis de Espectros
                • Reduccioacuten
                • Caracterizacioacuten
                  • Espectroscopiacutea Sinteacutetica
                    • Siacutentesis espectral
                    • Sustraccioacuten espectral
                    • Caracterizacioacuten espectral
                      • Clasificacioacuten de NGC6240
                        • Propiedades fiacutesicas de NGC6240
                          • Conclusiones
                            • Bibliografiacutea
                              • Anexos
Page 62: Espectroscop a estelar sint etica, aplicaciones astrof sicas · con modelos estelares que siguen una l nea de tiempo, producidos por la combinacion de bibliotecas de evolucion estelar,

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m42-chab-ssp-084spec 001905e9 000400 08369

bc2003-hr-m42-chab-ssp-087spec 002188e9 000400 08269

bc2003-hr-m42-chab-ssp-088spec 002291e9 000400 08237

bc2003-hr-m42-chab-ssp-112spec 006405e9 000400 07525

bc2003-hr-m42-chab-ssp-113spec 007187e9 000400 07446

bc2003-hr-m42-chab-ssp-114spec 008064e9 000400 07366

bc2003-hr-m42-chab-ssp-115spec 009048e9 000400 07287

bc2003-hr-m42-chab-ssp-116spec 010152e9 000400 07207

bc2003-hr-m42-chab-ssp-117spec 011391e9 000400 07130

bc2003-hr-m42-chab-ssp-118spec 012780e9 000400 07064

bc2003-hr-m42-chab-ssp-119spec 014340e9 000400 06997

bc2003-hr-m42-chab-ssp-120spec 016090e9 000400 06930

bc2003-hr-m42-chab-ssp-121spec 018053e9 000400 06863

bc2003-hr-m42-chab-ssp-122spec 020256e9 000400 06800

bc2003-hr-m42-chab-ssp-123spec 022727e9 000400 06738

bc2003-hr-m42-chab-ssp-124spec 025500e9 000400 06676

bc2003-hr-m42-chab-ssp-125spec 028612e9 000400 06613

bc2003-hr-m42-chab-ssp-126spec 032103e9 000400 06550

bc2003-hr-m42-chab-ssp-127spec 036020e9 000400 06486

bc2003-hr-m42-chab-ssp-128spec 040415e9 000400 06427

bc2003-hr-m42-chab-ssp-129spec 045347e9 000400 06370

bc2003-hr-m42-chab-ssp-130spec 050880e9 000400 06313

bc2003-hr-m42-chab-ssp-131spec 057088e9 000400 06256

bc2003-hr-m42-chab-ssp-132spec 064054e9 000400 06197

bc2003-hr-m42-chab-ssp-133spec 071870e9 000400 06140

bc2003-hr-m42-chab-ssp-134spec 080640e9 000400 06082

bc2003-hr-m42-chab-ssp-135spec 090479e9 000400 06024

bc2003-hr-m42-chab-ssp-201spec 1500000e9 000400 04919

bc2003-hr-m42-chab-ssp-204spec 1575000e9 000400 04915

bc2003-hr-m42-chab-ssp-214spec 1825000e9 000400 04875

bc2003-hr-m42-chab-ssp-218spec 1925000e9 000400 04872

bc2003-hr-m52-chab-ssp-031spec 000166e9 000800 10000

Continua en la pagina siguiente

52 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-032spec 000174e9 000800 10000

bc2003-hr-m52-chab-ssp-034spec 000191e9 000800 10000

bc2003-hr-m52-chab-ssp-051spec 000417e9 000800 09645

bc2003-hr-m52-chab-ssp-052spec 000437e9 000800 09599

bc2003-hr-m52-chab-ssp-054spec 000479e9 000800 09496

bc2003-hr-m52-chab-ssp-055spec 000501e9 000800 09443

bc2003-hr-m52-chab-ssp-070spec 001000e9 000800 08827

bc2003-hr-m52-chab-ssp-073spec 001148e9 000800 08725

bc2003-hr-m52-chab-ssp-074spec 001202e9 000800 08691

bc2003-hr-m52-chab-ssp-075spec 001259e9 000800 08657

bc2003-hr-m52-chab-ssp-076spec 001318e9 000800 08622

bc2003-hr-m52-chab-ssp-077spec 001380e9 000800 08587

bc2003-hr-m52-chab-ssp-078spec 001445e9 000800 08552

bc2003-hr-m52-chab-ssp-079spec 001514e9 000800 08517

bc2003-hr-m52-chab-ssp-080spec 001585e9 000800 08485

bc2003-hr-m52-chab-ssp-081spec 001660e9 000800 08453

bc2003-hr-m52-chab-ssp-082spec 001738e9 000800 08420

bc2003-hr-m52-chab-ssp-083spec 001820e9 000800 08387

bc2003-hr-m52-chab-ssp-084spec 001905e9 000800 08354

bc2003-hr-m52-chab-ssp-087spec 002188e9 000800 08256

bc2003-hr-m52-chab-ssp-088spec 002291e9 000800 08226

bc2003-hr-m52-chab-ssp-112spec 006405e9 000800 07527

bc2003-hr-m52-chab-ssp-113spec 007187e9 000800 07451

bc2003-hr-m52-chab-ssp-114spec 008064e9 000800 07376

bc2003-hr-m52-chab-ssp-115spec 009048e9 000800 07301

bc2003-hr-m52-chab-ssp-116spec 010152e9 000800 07226

bc2003-hr-m52-chab-ssp-117spec 011391e9 000800 07150

bc2003-hr-m52-chab-ssp-118spec 012780e9 000800 07088

bc2003-hr-m52-chab-ssp-119spec 014340e9 000800 07026

bc2003-hr-m52-chab-ssp-120spec 016090e9 000800 06963

bc2003-hr-m52-chab-ssp-121spec 018053e9 000800 06900

bc2003-hr-m52-chab-ssp-122spec 020256e9 000800 06838

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53 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-123spec 022727e9 000800 06781

bc2003-hr-m52-chab-ssp-124spec 025500e9 000800 06723

bc2003-hr-m52-chab-ssp-125spec 028612e9 000800 06665

bc2003-hr-m52-chab-ssp-126spec 032103e9 000800 06607

bc2003-hr-m52-chab-ssp-127spec 036020e9 000800 06548

bc2003-hr-m52-chab-ssp-128spec 040415e9 000800 06490

bc2003-hr-m52-chab-ssp-129spec 045347e9 000800 06434

bc2003-hr-m52-chab-ssp-130spec 050880e9 000800 06377

bc2003-hr-m52-chab-ssp-131spec 057088e9 000800 06318

bc2003-hr-m52-chab-ssp-132spec 064054e9 000800 06266

bc2003-hr-m52-chab-ssp-133spec 071870e9 000800 06205

bc2003-hr-m52-chab-ssp-134spec 080640e9 000800 06145

bc2003-hr-m52-chab-ssp-135spec 090479e9 000800 06086

bc2003-hr-m52-chab-ssp-201spec 1500000e9 000800 04936

bc2003-hr-m52-chab-ssp-204spec 1575000e9 000800 04935

bc2003-hr-m52-chab-ssp-214spec 1825000e9 000800 04887

bc2003-hr-m52-chab-ssp-218spec 1925000e9 000800 04882

bc2003-hr-m62-chab-ssp-031spec 000166e9 002000 10000

bc2003-hr-m62-chab-ssp-032spec 000174e9 002000 10000

bc2003-hr-m62-chab-ssp-034spec 000191e9 002000 09996

bc2003-hr-m62-chab-ssp-051spec 000417e9 002000 09535

bc2003-hr-m62-chab-ssp-052spec 000437e9 002000 09482

bc2003-hr-m62-chab-ssp-054spec 000479e9 002000 09384

bc2003-hr-m62-chab-ssp-055spec 000501e9 002000 09342

bc2003-hr-m62-chab-ssp-070spec 001000e9 002000 08751

bc2003-hr-m62-chab-ssp-071spec 001047e9 002000 08716

bc2003-hr-m62-chab-ssp-072spec 001096e9 002000 08680

bc2003-hr-m62-chab-ssp-073spec 001148e9 002000 08644

bc2003-hr-m62-chab-ssp-074spec 001202e9 002000 08608

bc2003-hr-m62-chab-ssp-075spec 001259e9 002000 08572

bc2003-hr-m62-chab-ssp-076spec 001318e9 002000 08535

bc2003-hr-m62-chab-ssp-077spec 001380e9 002000 08503

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54 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-078spec 001445e9 002000 08472

bc2003-hr-m62-chab-ssp-079spec 001514e9 002000 08440

bc2003-hr-m62-chab-ssp-081spec 001660e9 002000 08375

bc2003-hr-m62-chab-ssp-082spec 001738e9 002000 08342

bc2003-hr-m62-chab-ssp-084spec 001905e9 002000 08276

bc2003-hr-m62-chab-ssp-087spec 002188e9 002000 08189

bc2003-hr-m62-chab-ssp-088spec 002291e9 002000 08159

bc2003-hr-m62-chab-ssp-112spec 006405e9 002000 07502

bc2003-hr-m62-chab-ssp-113spec 007187e9 002000 07429

bc2003-hr-m62-chab-ssp-114spec 008064e9 002000 07360

bc2003-hr-m62-chab-ssp-115spec 009048e9 002000 07291

bc2003-hr-m62-chab-ssp-116spec 010152e9 002000 07221

bc2003-hr-m62-chab-ssp-117spec 011391e9 002000 07150

bc2003-hr-m62-chab-ssp-118spec 012780e9 002000 07093

bc2003-hr-m62-chab-ssp-119spec 014340e9 002000 07036

bc2003-hr-m62-chab-ssp-120spec 016090e9 002000 06978

bc2003-hr-m62-chab-ssp-121spec 018053e9 002000 06920

bc2003-hr-m62-chab-ssp-122spec 020256e9 002000 06862

bc2003-hr-m62-chab-ssp-123spec 022727e9 002000 06808

bc2003-hr-m62-chab-ssp-124spec 025500e9 002000 06754

bc2003-hr-m62-chab-ssp-125spec 028612e9 002000 06700

bc2003-hr-m62-chab-ssp-126spec 032103e9 002000 06646

bc2003-hr-m62-chab-ssp-127spec 036020e9 002000 06592

bc2003-hr-m62-chab-ssp-128spec 040415e9 002000 06538

bc2003-hr-m62-chab-ssp-129spec 045347e9 002000 06484

bc2003-hr-m62-chab-ssp-130spec 050880e9 002000 06430

bc2003-hr-m62-chab-ssp-131spec 057088e9 002000 06376

bc2003-hr-m62-chab-ssp-132spec 064054e9 002000 06322

bc2003-hr-m62-chab-ssp-133spec 071870e9 002000 06265

bc2003-hr-m62-chab-ssp-134spec 080640e9 002000 06209

bc2003-hr-m62-chab-ssp-135spec 090479e9 002000 06152

bc2003-hr-m62-chab-ssp-201spec 1500000e9 002000 04999

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55 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-204spec 1575000e9 002000 04991

bc2003-hr-m62-chab-ssp-214spec 1825000e9 002000 04946

bc2003-hr-m62-chab-ssp-218spec 1925000e9 002000 04941

bc2003-hr-m72-chab-ssp-031spec 000166e9 005000 09918

bc2003-hr-m72-chab-ssp-032spec 000174e9 005000 09933

bc2003-hr-m72-chab-ssp-034spec 000191e9 005000 09890

bc2003-hr-m72-chab-ssp-051spec 000417e9 005000 09299

bc2003-hr-m72-chab-ssp-052spec 000437e9 005000 09260

bc2003-hr-m72-chab-ssp-054spec 000479e9 005000 09186

bc2003-hr-m72-chab-ssp-055spec 000501e9 005000 09147

bc2003-hr-m72-chab-ssp-070spec 001000e9 005000 08524

bc2003-hr-m72-chab-ssp-071spec 001047e9 005000 08491

bc2003-hr-m72-chab-ssp-072spec 001096e9 005000 08459

bc2003-hr-m72-chab-ssp-073spec 001148e9 005000 08427

bc2003-hr-m72-chab-ssp-074spec 001202e9 005000 08393

bc2003-hr-m72-chab-ssp-075spec 001259e9 005000 08360

bc2003-hr-m72-chab-ssp-076spec 001318e9 005000 08326

bc2003-hr-m72-chab-ssp-077spec 001380e9 005000 08292

bc2003-hr-m72-chab-ssp-078spec 001445e9 005000 08262

bc2003-hr-m72-chab-ssp-079spec 001514e9 005000 08233

bc2003-hr-m72-chab-ssp-081spec 001660e9 005000 08174

bc2003-hr-m72-chab-ssp-082spec 001738e9 005000 08143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-084spec 001905e9 005000 08081

bc2003-hr-m72-chab-ssp-087spec 002188e9 005000 07990

bc2003-hr-m72-chab-ssp-088spec 002291e9 005000 07958

bc2003-hr-m72-chab-ssp-112spec 006405e9 005000 07345

bc2003-hr-m72-chab-ssp-113spec 007187e9 005000 07278

bc2003-hr-m72-chab-ssp-114spec 008064e9 005000 07211

bc2003-hr-m72-chab-ssp-115spec 009048e9 005000 07144

bc2003-hr-m72-chab-ssp-116spec 010152e9 005000 07092

bc2003-hr-m72-chab-ssp-117spec 011391e9 005000 07039

bc2003-hr-m72-chab-ssp-118spec 012780e9 005000 06985

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56 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m72-chab-ssp-119spec 014340e9 005000 06930

bc2003-hr-m72-chab-ssp-120spec 016090e9 005000 06876

bc2003-hr-m72-chab-ssp-121spec 018053e9 005000 06823

bc2003-hr-m72-chab-ssp-122spec 020256e9 005000 06771

bc2003-hr-m72-chab-ssp-123spec 022727e9 005000 06720

bc2003-hr-m72-chab-ssp-124spec 025500e9 005000 06669

bc2003-hr-m72-chab-ssp-125spec 028612e9 005000 06618

bc2003-hr-m72-chab-ssp-126spec 032103e9 005000 06566

bc2003-hr-m72-chab-ssp-127spec 036020e9 005000 06514

bc2003-hr-m72-chab-ssp-128spec 040415e9 005000 06461

bc2003-hr-m72-chab-ssp-129spec 045347e9 005000 06410

bc2003-hr-m72-chab-ssp-130spec 050880e9 005000 06356

bc2003-hr-m72-chab-ssp-131spec 057088e9 005000 06302

bc2003-hr-m72-chab-ssp-132spec 064054e9 005000 06253

bc2003-hr-m72-chab-ssp-133spec 071870e9 005000 06196

bc2003-hr-m72-chab-ssp-134spec 080640e9 005000 06143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-135spec 090479e9 005000 06088

bc2003-hr-m72-chab-ssp-201spec 1500000e9 005000 04972

bc2003-hr-m72-chab-ssp-204spec 1575000e9 005000 04960

bc2003-hr-m72-chab-ssp-214spec 1825000e9 005000 04924

bc2003-hr-m72-chab-ssp-218spec 1925000e9 005000 04908

Cuadro 71 Base N

57 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

3416 3436 [Ne v] 34260

3718 3735 [O II] 37260

3720 3737 [O II] 37288

3796 3802 H10 37979

3833 3841 H90 38354

3862 3871 [Ne III] 38691

3882 3891 H8 HeI 38890

3961 3973 [Ne III] 39678

3961 3974 Hε 39701

4024 4030 He I 40262

4067 4070 [S II] 40686

4095 4107 Hδ 41017

4332 4346 Hγ 43405

4469 4475 He I 44715

4854 4868 Hβ 48613

4947 4968 [O III] 49589

4998 5019 [O III] 50068

5009 5022 He I 50157

5156 5164 [Fe VII] 51584

5193 5202 [N I] 51991

5267 5274 [Fe III] 52704

5868 5883 He I 58756

6296 6303 [O I] 63003

6303 6315 [S III] 63121

6355 6372 [O I] 63638

6538 6591 [N II] 65480

6547 6576 Hα 65628

6575 6591 [N II] 65835

6667 6681 He I 66782

6710 6743 [S II] 67164

6718 6743 [S II] 67308

7061 7072 He I 70652

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58 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

7125 7142 [Ar III] 71358

7315 7329 [O II] 73195

7320 7335 [O II] 73302

6845 6945 BC03 lowastlowast7165 7210 BC03 lowastlowast7550 7725 BC03 lowastlowast5880 5906 NaD 5890 lowast lowast lowast9059 9079 [S III] 90690

lowast Lınea de emision

lowastlowast Region en la problematica Bruzual y Charlot (2003)

lowast lowast lowast Absorcion del medio interestelar en 5896A

Cuadro 72 Mascara General desarrollada por NataliaVale Asari (2005) para Starlight

59 Marıa E Rojas A

  • Acroacutenimos
  • Introduccioacuten
  • Fundamentos de Espectroscopiacutea
    • Fundamentos
    • Espectros Astrofiacutesicos
    • Nuacutecleos Activos de Galaxias
      • Sistema NGC6240
      • Sistema NGC6240
      • Coacutedigo de Siacutentesis Espectral
        • Modelo Fiacutesico - Matemaacutetico
        • Modelo Computacional
        • Bases Espectrales
          • Construccioacuten de una Poblacioacuten Estelar Simple (SSPs)
          • Modelos de Poblaciones Estelares Simples
              • Extraccioacuten y Anaacutelisis de Espectros
                • Reduccioacuten
                • Caracterizacioacuten
                  • Espectroscopiacutea Sinteacutetica
                    • Siacutentesis espectral
                    • Sustraccioacuten espectral
                    • Caracterizacioacuten espectral
                      • Clasificacioacuten de NGC6240
                        • Propiedades fiacutesicas de NGC6240
                          • Conclusiones
                            • Bibliografiacutea
                              • Anexos
Page 63: Espectroscop a estelar sint etica, aplicaciones astrof sicas · con modelos estelares que siguen una l nea de tiempo, producidos por la combinacion de bibliotecas de evolucion estelar,

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-032spec 000174e9 000800 10000

bc2003-hr-m52-chab-ssp-034spec 000191e9 000800 10000

bc2003-hr-m52-chab-ssp-051spec 000417e9 000800 09645

bc2003-hr-m52-chab-ssp-052spec 000437e9 000800 09599

bc2003-hr-m52-chab-ssp-054spec 000479e9 000800 09496

bc2003-hr-m52-chab-ssp-055spec 000501e9 000800 09443

bc2003-hr-m52-chab-ssp-070spec 001000e9 000800 08827

bc2003-hr-m52-chab-ssp-073spec 001148e9 000800 08725

bc2003-hr-m52-chab-ssp-074spec 001202e9 000800 08691

bc2003-hr-m52-chab-ssp-075spec 001259e9 000800 08657

bc2003-hr-m52-chab-ssp-076spec 001318e9 000800 08622

bc2003-hr-m52-chab-ssp-077spec 001380e9 000800 08587

bc2003-hr-m52-chab-ssp-078spec 001445e9 000800 08552

bc2003-hr-m52-chab-ssp-079spec 001514e9 000800 08517

bc2003-hr-m52-chab-ssp-080spec 001585e9 000800 08485

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bc2003-hr-m52-chab-ssp-122spec 020256e9 000800 06838

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53 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-123spec 022727e9 000800 06781

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bc2003-hr-m62-chab-ssp-051spec 000417e9 002000 09535

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bc2003-hr-m62-chab-ssp-073spec 001148e9 002000 08644

bc2003-hr-m62-chab-ssp-074spec 001202e9 002000 08608

bc2003-hr-m62-chab-ssp-075spec 001259e9 002000 08572

bc2003-hr-m62-chab-ssp-076spec 001318e9 002000 08535

bc2003-hr-m62-chab-ssp-077spec 001380e9 002000 08503

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54 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-078spec 001445e9 002000 08472

bc2003-hr-m62-chab-ssp-079spec 001514e9 002000 08440

bc2003-hr-m62-chab-ssp-081spec 001660e9 002000 08375

bc2003-hr-m62-chab-ssp-082spec 001738e9 002000 08342

bc2003-hr-m62-chab-ssp-084spec 001905e9 002000 08276

bc2003-hr-m62-chab-ssp-087spec 002188e9 002000 08189

bc2003-hr-m62-chab-ssp-088spec 002291e9 002000 08159

bc2003-hr-m62-chab-ssp-112spec 006405e9 002000 07502

bc2003-hr-m62-chab-ssp-113spec 007187e9 002000 07429

bc2003-hr-m62-chab-ssp-114spec 008064e9 002000 07360

bc2003-hr-m62-chab-ssp-115spec 009048e9 002000 07291

bc2003-hr-m62-chab-ssp-116spec 010152e9 002000 07221

bc2003-hr-m62-chab-ssp-117spec 011391e9 002000 07150

bc2003-hr-m62-chab-ssp-118spec 012780e9 002000 07093

bc2003-hr-m62-chab-ssp-119spec 014340e9 002000 07036

bc2003-hr-m62-chab-ssp-120spec 016090e9 002000 06978

bc2003-hr-m62-chab-ssp-121spec 018053e9 002000 06920

bc2003-hr-m62-chab-ssp-122spec 020256e9 002000 06862

bc2003-hr-m62-chab-ssp-123spec 022727e9 002000 06808

bc2003-hr-m62-chab-ssp-124spec 025500e9 002000 06754

bc2003-hr-m62-chab-ssp-125spec 028612e9 002000 06700

bc2003-hr-m62-chab-ssp-126spec 032103e9 002000 06646

bc2003-hr-m62-chab-ssp-127spec 036020e9 002000 06592

bc2003-hr-m62-chab-ssp-128spec 040415e9 002000 06538

bc2003-hr-m62-chab-ssp-129spec 045347e9 002000 06484

bc2003-hr-m62-chab-ssp-130spec 050880e9 002000 06430

bc2003-hr-m62-chab-ssp-131spec 057088e9 002000 06376

bc2003-hr-m62-chab-ssp-132spec 064054e9 002000 06322

bc2003-hr-m62-chab-ssp-133spec 071870e9 002000 06265

bc2003-hr-m62-chab-ssp-134spec 080640e9 002000 06209

bc2003-hr-m62-chab-ssp-135spec 090479e9 002000 06152

bc2003-hr-m62-chab-ssp-201spec 1500000e9 002000 04999

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55 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-204spec 1575000e9 002000 04991

bc2003-hr-m62-chab-ssp-214spec 1825000e9 002000 04946

bc2003-hr-m62-chab-ssp-218spec 1925000e9 002000 04941

bc2003-hr-m72-chab-ssp-031spec 000166e9 005000 09918

bc2003-hr-m72-chab-ssp-032spec 000174e9 005000 09933

bc2003-hr-m72-chab-ssp-034spec 000191e9 005000 09890

bc2003-hr-m72-chab-ssp-051spec 000417e9 005000 09299

bc2003-hr-m72-chab-ssp-052spec 000437e9 005000 09260

bc2003-hr-m72-chab-ssp-054spec 000479e9 005000 09186

bc2003-hr-m72-chab-ssp-055spec 000501e9 005000 09147

bc2003-hr-m72-chab-ssp-070spec 001000e9 005000 08524

bc2003-hr-m72-chab-ssp-071spec 001047e9 005000 08491

bc2003-hr-m72-chab-ssp-072spec 001096e9 005000 08459

bc2003-hr-m72-chab-ssp-073spec 001148e9 005000 08427

bc2003-hr-m72-chab-ssp-074spec 001202e9 005000 08393

bc2003-hr-m72-chab-ssp-075spec 001259e9 005000 08360

bc2003-hr-m72-chab-ssp-076spec 001318e9 005000 08326

bc2003-hr-m72-chab-ssp-077spec 001380e9 005000 08292

bc2003-hr-m72-chab-ssp-078spec 001445e9 005000 08262

bc2003-hr-m72-chab-ssp-079spec 001514e9 005000 08233

bc2003-hr-m72-chab-ssp-081spec 001660e9 005000 08174

bc2003-hr-m72-chab-ssp-082spec 001738e9 005000 08143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-084spec 001905e9 005000 08081

bc2003-hr-m72-chab-ssp-087spec 002188e9 005000 07990

bc2003-hr-m72-chab-ssp-088spec 002291e9 005000 07958

bc2003-hr-m72-chab-ssp-112spec 006405e9 005000 07345

bc2003-hr-m72-chab-ssp-113spec 007187e9 005000 07278

bc2003-hr-m72-chab-ssp-114spec 008064e9 005000 07211

bc2003-hr-m72-chab-ssp-115spec 009048e9 005000 07144

bc2003-hr-m72-chab-ssp-116spec 010152e9 005000 07092

bc2003-hr-m72-chab-ssp-117spec 011391e9 005000 07039

bc2003-hr-m72-chab-ssp-118spec 012780e9 005000 06985

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56 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m72-chab-ssp-119spec 014340e9 005000 06930

bc2003-hr-m72-chab-ssp-120spec 016090e9 005000 06876

bc2003-hr-m72-chab-ssp-121spec 018053e9 005000 06823

bc2003-hr-m72-chab-ssp-122spec 020256e9 005000 06771

bc2003-hr-m72-chab-ssp-123spec 022727e9 005000 06720

bc2003-hr-m72-chab-ssp-124spec 025500e9 005000 06669

bc2003-hr-m72-chab-ssp-125spec 028612e9 005000 06618

bc2003-hr-m72-chab-ssp-126spec 032103e9 005000 06566

bc2003-hr-m72-chab-ssp-127spec 036020e9 005000 06514

bc2003-hr-m72-chab-ssp-128spec 040415e9 005000 06461

bc2003-hr-m72-chab-ssp-129spec 045347e9 005000 06410

bc2003-hr-m72-chab-ssp-130spec 050880e9 005000 06356

bc2003-hr-m72-chab-ssp-131spec 057088e9 005000 06302

bc2003-hr-m72-chab-ssp-132spec 064054e9 005000 06253

bc2003-hr-m72-chab-ssp-133spec 071870e9 005000 06196

bc2003-hr-m72-chab-ssp-134spec 080640e9 005000 06143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-135spec 090479e9 005000 06088

bc2003-hr-m72-chab-ssp-201spec 1500000e9 005000 04972

bc2003-hr-m72-chab-ssp-204spec 1575000e9 005000 04960

bc2003-hr-m72-chab-ssp-214spec 1825000e9 005000 04924

bc2003-hr-m72-chab-ssp-218spec 1925000e9 005000 04908

Cuadro 71 Base N

57 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

3416 3436 [Ne v] 34260

3718 3735 [O II] 37260

3720 3737 [O II] 37288

3796 3802 H10 37979

3833 3841 H90 38354

3862 3871 [Ne III] 38691

3882 3891 H8 HeI 38890

3961 3973 [Ne III] 39678

3961 3974 Hε 39701

4024 4030 He I 40262

4067 4070 [S II] 40686

4095 4107 Hδ 41017

4332 4346 Hγ 43405

4469 4475 He I 44715

4854 4868 Hβ 48613

4947 4968 [O III] 49589

4998 5019 [O III] 50068

5009 5022 He I 50157

5156 5164 [Fe VII] 51584

5193 5202 [N I] 51991

5267 5274 [Fe III] 52704

5868 5883 He I 58756

6296 6303 [O I] 63003

6303 6315 [S III] 63121

6355 6372 [O I] 63638

6538 6591 [N II] 65480

6547 6576 Hα 65628

6575 6591 [N II] 65835

6667 6681 He I 66782

6710 6743 [S II] 67164

6718 6743 [S II] 67308

7061 7072 He I 70652

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58 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

7125 7142 [Ar III] 71358

7315 7329 [O II] 73195

7320 7335 [O II] 73302

6845 6945 BC03 lowastlowast7165 7210 BC03 lowastlowast7550 7725 BC03 lowastlowast5880 5906 NaD 5890 lowast lowast lowast9059 9079 [S III] 90690

lowast Lınea de emision

lowastlowast Region en la problematica Bruzual y Charlot (2003)

lowast lowast lowast Absorcion del medio interestelar en 5896A

Cuadro 72 Mascara General desarrollada por NataliaVale Asari (2005) para Starlight

59 Marıa E Rojas A

  • Acroacutenimos
  • Introduccioacuten
  • Fundamentos de Espectroscopiacutea
    • Fundamentos
    • Espectros Astrofiacutesicos
    • Nuacutecleos Activos de Galaxias
      • Sistema NGC6240
      • Sistema NGC6240
      • Coacutedigo de Siacutentesis Espectral
        • Modelo Fiacutesico - Matemaacutetico
        • Modelo Computacional
        • Bases Espectrales
          • Construccioacuten de una Poblacioacuten Estelar Simple (SSPs)
          • Modelos de Poblaciones Estelares Simples
              • Extraccioacuten y Anaacutelisis de Espectros
                • Reduccioacuten
                • Caracterizacioacuten
                  • Espectroscopiacutea Sinteacutetica
                    • Siacutentesis espectral
                    • Sustraccioacuten espectral
                    • Caracterizacioacuten espectral
                      • Clasificacioacuten de NGC6240
                        • Propiedades fiacutesicas de NGC6240
                          • Conclusiones
                            • Bibliografiacutea
                              • Anexos
Page 64: Espectroscop a estelar sint etica, aplicaciones astrof sicas · con modelos estelares que siguen una l nea de tiempo, producidos por la combinacion de bibliotecas de evolucion estelar,

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m52-chab-ssp-123spec 022727e9 000800 06781

bc2003-hr-m52-chab-ssp-124spec 025500e9 000800 06723

bc2003-hr-m52-chab-ssp-125spec 028612e9 000800 06665

bc2003-hr-m52-chab-ssp-126spec 032103e9 000800 06607

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bc2003-hr-m62-chab-ssp-077spec 001380e9 002000 08503

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54 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-078spec 001445e9 002000 08472

bc2003-hr-m62-chab-ssp-079spec 001514e9 002000 08440

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bc2003-hr-m62-chab-ssp-125spec 028612e9 002000 06700

bc2003-hr-m62-chab-ssp-126spec 032103e9 002000 06646

bc2003-hr-m62-chab-ssp-127spec 036020e9 002000 06592

bc2003-hr-m62-chab-ssp-128spec 040415e9 002000 06538

bc2003-hr-m62-chab-ssp-129spec 045347e9 002000 06484

bc2003-hr-m62-chab-ssp-130spec 050880e9 002000 06430

bc2003-hr-m62-chab-ssp-131spec 057088e9 002000 06376

bc2003-hr-m62-chab-ssp-132spec 064054e9 002000 06322

bc2003-hr-m62-chab-ssp-133spec 071870e9 002000 06265

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bc2003-hr-m62-chab-ssp-201spec 1500000e9 002000 04999

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55 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-204spec 1575000e9 002000 04991

bc2003-hr-m62-chab-ssp-214spec 1825000e9 002000 04946

bc2003-hr-m62-chab-ssp-218spec 1925000e9 002000 04941

bc2003-hr-m72-chab-ssp-031spec 000166e9 005000 09918

bc2003-hr-m72-chab-ssp-032spec 000174e9 005000 09933

bc2003-hr-m72-chab-ssp-034spec 000191e9 005000 09890

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bc2003-hr-m72-chab-ssp-052spec 000437e9 005000 09260

bc2003-hr-m72-chab-ssp-054spec 000479e9 005000 09186

bc2003-hr-m72-chab-ssp-055spec 000501e9 005000 09147

bc2003-hr-m72-chab-ssp-070spec 001000e9 005000 08524

bc2003-hr-m72-chab-ssp-071spec 001047e9 005000 08491

bc2003-hr-m72-chab-ssp-072spec 001096e9 005000 08459

bc2003-hr-m72-chab-ssp-073spec 001148e9 005000 08427

bc2003-hr-m72-chab-ssp-074spec 001202e9 005000 08393

bc2003-hr-m72-chab-ssp-075spec 001259e9 005000 08360

bc2003-hr-m72-chab-ssp-076spec 001318e9 005000 08326

bc2003-hr-m72-chab-ssp-077spec 001380e9 005000 08292

bc2003-hr-m72-chab-ssp-078spec 001445e9 005000 08262

bc2003-hr-m72-chab-ssp-079spec 001514e9 005000 08233

bc2003-hr-m72-chab-ssp-081spec 001660e9 005000 08174

bc2003-hr-m72-chab-ssp-082spec 001738e9 005000 08143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-084spec 001905e9 005000 08081

bc2003-hr-m72-chab-ssp-087spec 002188e9 005000 07990

bc2003-hr-m72-chab-ssp-088spec 002291e9 005000 07958

bc2003-hr-m72-chab-ssp-112spec 006405e9 005000 07345

bc2003-hr-m72-chab-ssp-113spec 007187e9 005000 07278

bc2003-hr-m72-chab-ssp-114spec 008064e9 005000 07211

bc2003-hr-m72-chab-ssp-115spec 009048e9 005000 07144

bc2003-hr-m72-chab-ssp-116spec 010152e9 005000 07092

bc2003-hr-m72-chab-ssp-117spec 011391e9 005000 07039

bc2003-hr-m72-chab-ssp-118spec 012780e9 005000 06985

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56 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m72-chab-ssp-119spec 014340e9 005000 06930

bc2003-hr-m72-chab-ssp-120spec 016090e9 005000 06876

bc2003-hr-m72-chab-ssp-121spec 018053e9 005000 06823

bc2003-hr-m72-chab-ssp-122spec 020256e9 005000 06771

bc2003-hr-m72-chab-ssp-123spec 022727e9 005000 06720

bc2003-hr-m72-chab-ssp-124spec 025500e9 005000 06669

bc2003-hr-m72-chab-ssp-125spec 028612e9 005000 06618

bc2003-hr-m72-chab-ssp-126spec 032103e9 005000 06566

bc2003-hr-m72-chab-ssp-127spec 036020e9 005000 06514

bc2003-hr-m72-chab-ssp-128spec 040415e9 005000 06461

bc2003-hr-m72-chab-ssp-129spec 045347e9 005000 06410

bc2003-hr-m72-chab-ssp-130spec 050880e9 005000 06356

bc2003-hr-m72-chab-ssp-131spec 057088e9 005000 06302

bc2003-hr-m72-chab-ssp-132spec 064054e9 005000 06253

bc2003-hr-m72-chab-ssp-133spec 071870e9 005000 06196

bc2003-hr-m72-chab-ssp-134spec 080640e9 005000 06143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-135spec 090479e9 005000 06088

bc2003-hr-m72-chab-ssp-201spec 1500000e9 005000 04972

bc2003-hr-m72-chab-ssp-204spec 1575000e9 005000 04960

bc2003-hr-m72-chab-ssp-214spec 1825000e9 005000 04924

bc2003-hr-m72-chab-ssp-218spec 1925000e9 005000 04908

Cuadro 71 Base N

57 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

3416 3436 [Ne v] 34260

3718 3735 [O II] 37260

3720 3737 [O II] 37288

3796 3802 H10 37979

3833 3841 H90 38354

3862 3871 [Ne III] 38691

3882 3891 H8 HeI 38890

3961 3973 [Ne III] 39678

3961 3974 Hε 39701

4024 4030 He I 40262

4067 4070 [S II] 40686

4095 4107 Hδ 41017

4332 4346 Hγ 43405

4469 4475 He I 44715

4854 4868 Hβ 48613

4947 4968 [O III] 49589

4998 5019 [O III] 50068

5009 5022 He I 50157

5156 5164 [Fe VII] 51584

5193 5202 [N I] 51991

5267 5274 [Fe III] 52704

5868 5883 He I 58756

6296 6303 [O I] 63003

6303 6315 [S III] 63121

6355 6372 [O I] 63638

6538 6591 [N II] 65480

6547 6576 Hα 65628

6575 6591 [N II] 65835

6667 6681 He I 66782

6710 6743 [S II] 67164

6718 6743 [S II] 67308

7061 7072 He I 70652

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58 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

7125 7142 [Ar III] 71358

7315 7329 [O II] 73195

7320 7335 [O II] 73302

6845 6945 BC03 lowastlowast7165 7210 BC03 lowastlowast7550 7725 BC03 lowastlowast5880 5906 NaD 5890 lowast lowast lowast9059 9079 [S III] 90690

lowast Lınea de emision

lowastlowast Region en la problematica Bruzual y Charlot (2003)

lowast lowast lowast Absorcion del medio interestelar en 5896A

Cuadro 72 Mascara General desarrollada por NataliaVale Asari (2005) para Starlight

59 Marıa E Rojas A

  • Acroacutenimos
  • Introduccioacuten
  • Fundamentos de Espectroscopiacutea
    • Fundamentos
    • Espectros Astrofiacutesicos
    • Nuacutecleos Activos de Galaxias
      • Sistema NGC6240
      • Sistema NGC6240
      • Coacutedigo de Siacutentesis Espectral
        • Modelo Fiacutesico - Matemaacutetico
        • Modelo Computacional
        • Bases Espectrales
          • Construccioacuten de una Poblacioacuten Estelar Simple (SSPs)
          • Modelos de Poblaciones Estelares Simples
              • Extraccioacuten y Anaacutelisis de Espectros
                • Reduccioacuten
                • Caracterizacioacuten
                  • Espectroscopiacutea Sinteacutetica
                    • Siacutentesis espectral
                    • Sustraccioacuten espectral
                    • Caracterizacioacuten espectral
                      • Clasificacioacuten de NGC6240
                        • Propiedades fiacutesicas de NGC6240
                          • Conclusiones
                            • Bibliografiacutea
                              • Anexos
Page 65: Espectroscop a estelar sint etica, aplicaciones astrof sicas · con modelos estelares que siguen una l nea de tiempo, producidos por la combinacion de bibliotecas de evolucion estelar,

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-078spec 001445e9 002000 08472

bc2003-hr-m62-chab-ssp-079spec 001514e9 002000 08440

bc2003-hr-m62-chab-ssp-081spec 001660e9 002000 08375

bc2003-hr-m62-chab-ssp-082spec 001738e9 002000 08342

bc2003-hr-m62-chab-ssp-084spec 001905e9 002000 08276

bc2003-hr-m62-chab-ssp-087spec 002188e9 002000 08189

bc2003-hr-m62-chab-ssp-088spec 002291e9 002000 08159

bc2003-hr-m62-chab-ssp-112spec 006405e9 002000 07502

bc2003-hr-m62-chab-ssp-113spec 007187e9 002000 07429

bc2003-hr-m62-chab-ssp-114spec 008064e9 002000 07360

bc2003-hr-m62-chab-ssp-115spec 009048e9 002000 07291

bc2003-hr-m62-chab-ssp-116spec 010152e9 002000 07221

bc2003-hr-m62-chab-ssp-117spec 011391e9 002000 07150

bc2003-hr-m62-chab-ssp-118spec 012780e9 002000 07093

bc2003-hr-m62-chab-ssp-119spec 014340e9 002000 07036

bc2003-hr-m62-chab-ssp-120spec 016090e9 002000 06978

bc2003-hr-m62-chab-ssp-121spec 018053e9 002000 06920

bc2003-hr-m62-chab-ssp-122spec 020256e9 002000 06862

bc2003-hr-m62-chab-ssp-123spec 022727e9 002000 06808

bc2003-hr-m62-chab-ssp-124spec 025500e9 002000 06754

bc2003-hr-m62-chab-ssp-125spec 028612e9 002000 06700

bc2003-hr-m62-chab-ssp-126spec 032103e9 002000 06646

bc2003-hr-m62-chab-ssp-127spec 036020e9 002000 06592

bc2003-hr-m62-chab-ssp-128spec 040415e9 002000 06538

bc2003-hr-m62-chab-ssp-129spec 045347e9 002000 06484

bc2003-hr-m62-chab-ssp-130spec 050880e9 002000 06430

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bc2003-hr-m62-chab-ssp-135spec 090479e9 002000 06152

bc2003-hr-m62-chab-ssp-201spec 1500000e9 002000 04999

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55 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-204spec 1575000e9 002000 04991

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bc2003-hr-m72-chab-ssp-032spec 000174e9 005000 09933

bc2003-hr-m72-chab-ssp-034spec 000191e9 005000 09890

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bc2003-hr-m72-chab-ssp-055spec 000501e9 005000 09147

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bc2003-hr-m72-chab-ssp-076spec 001318e9 005000 08326

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bc2003-hr-m72-chab-ssp-078spec 001445e9 005000 08262

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bc2003-hr-m72-chab-ssp-081spec 001660e9 005000 08174

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bc2003-hr-m72-chab-ssp-113spec 007187e9 005000 07278

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bc2003-hr-m72-chab-ssp-118spec 012780e9 005000 06985

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56 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m72-chab-ssp-119spec 014340e9 005000 06930

bc2003-hr-m72-chab-ssp-120spec 016090e9 005000 06876

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bc2003-hr-m72-chab-ssp-124spec 025500e9 005000 06669

bc2003-hr-m72-chab-ssp-125spec 028612e9 005000 06618

bc2003-hr-m72-chab-ssp-126spec 032103e9 005000 06566

bc2003-hr-m72-chab-ssp-127spec 036020e9 005000 06514

bc2003-hr-m72-chab-ssp-128spec 040415e9 005000 06461

bc2003-hr-m72-chab-ssp-129spec 045347e9 005000 06410

bc2003-hr-m72-chab-ssp-130spec 050880e9 005000 06356

bc2003-hr-m72-chab-ssp-131spec 057088e9 005000 06302

bc2003-hr-m72-chab-ssp-132spec 064054e9 005000 06253

bc2003-hr-m72-chab-ssp-133spec 071870e9 005000 06196

bc2003-hr-m72-chab-ssp-134spec 080640e9 005000 06143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-135spec 090479e9 005000 06088

bc2003-hr-m72-chab-ssp-201spec 1500000e9 005000 04972

bc2003-hr-m72-chab-ssp-204spec 1575000e9 005000 04960

bc2003-hr-m72-chab-ssp-214spec 1825000e9 005000 04924

bc2003-hr-m72-chab-ssp-218spec 1925000e9 005000 04908

Cuadro 71 Base N

57 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

3416 3436 [Ne v] 34260

3718 3735 [O II] 37260

3720 3737 [O II] 37288

3796 3802 H10 37979

3833 3841 H90 38354

3862 3871 [Ne III] 38691

3882 3891 H8 HeI 38890

3961 3973 [Ne III] 39678

3961 3974 Hε 39701

4024 4030 He I 40262

4067 4070 [S II] 40686

4095 4107 Hδ 41017

4332 4346 Hγ 43405

4469 4475 He I 44715

4854 4868 Hβ 48613

4947 4968 [O III] 49589

4998 5019 [O III] 50068

5009 5022 He I 50157

5156 5164 [Fe VII] 51584

5193 5202 [N I] 51991

5267 5274 [Fe III] 52704

5868 5883 He I 58756

6296 6303 [O I] 63003

6303 6315 [S III] 63121

6355 6372 [O I] 63638

6538 6591 [N II] 65480

6547 6576 Hα 65628

6575 6591 [N II] 65835

6667 6681 He I 66782

6710 6743 [S II] 67164

6718 6743 [S II] 67308

7061 7072 He I 70652

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58 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

7125 7142 [Ar III] 71358

7315 7329 [O II] 73195

7320 7335 [O II] 73302

6845 6945 BC03 lowastlowast7165 7210 BC03 lowastlowast7550 7725 BC03 lowastlowast5880 5906 NaD 5890 lowast lowast lowast9059 9079 [S III] 90690

lowast Lınea de emision

lowastlowast Region en la problematica Bruzual y Charlot (2003)

lowast lowast lowast Absorcion del medio interestelar en 5896A

Cuadro 72 Mascara General desarrollada por NataliaVale Asari (2005) para Starlight

59 Marıa E Rojas A

  • Acroacutenimos
  • Introduccioacuten
  • Fundamentos de Espectroscopiacutea
    • Fundamentos
    • Espectros Astrofiacutesicos
    • Nuacutecleos Activos de Galaxias
      • Sistema NGC6240
      • Sistema NGC6240
      • Coacutedigo de Siacutentesis Espectral
        • Modelo Fiacutesico - Matemaacutetico
        • Modelo Computacional
        • Bases Espectrales
          • Construccioacuten de una Poblacioacuten Estelar Simple (SSPs)
          • Modelos de Poblaciones Estelares Simples
              • Extraccioacuten y Anaacutelisis de Espectros
                • Reduccioacuten
                • Caracterizacioacuten
                  • Espectroscopiacutea Sinteacutetica
                    • Siacutentesis espectral
                    • Sustraccioacuten espectral
                    • Caracterizacioacuten espectral
                      • Clasificacioacuten de NGC6240
                        • Propiedades fiacutesicas de NGC6240
                          • Conclusiones
                            • Bibliografiacutea
                              • Anexos
Page 66: Espectroscop a estelar sint etica, aplicaciones astrof sicas · con modelos estelares que siguen una l nea de tiempo, producidos por la combinacion de bibliotecas de evolucion estelar,

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m62-chab-ssp-204spec 1575000e9 002000 04991

bc2003-hr-m62-chab-ssp-214spec 1825000e9 002000 04946

bc2003-hr-m62-chab-ssp-218spec 1925000e9 002000 04941

bc2003-hr-m72-chab-ssp-031spec 000166e9 005000 09918

bc2003-hr-m72-chab-ssp-032spec 000174e9 005000 09933

bc2003-hr-m72-chab-ssp-034spec 000191e9 005000 09890

bc2003-hr-m72-chab-ssp-051spec 000417e9 005000 09299

bc2003-hr-m72-chab-ssp-052spec 000437e9 005000 09260

bc2003-hr-m72-chab-ssp-054spec 000479e9 005000 09186

bc2003-hr-m72-chab-ssp-055spec 000501e9 005000 09147

bc2003-hr-m72-chab-ssp-070spec 001000e9 005000 08524

bc2003-hr-m72-chab-ssp-071spec 001047e9 005000 08491

bc2003-hr-m72-chab-ssp-072spec 001096e9 005000 08459

bc2003-hr-m72-chab-ssp-073spec 001148e9 005000 08427

bc2003-hr-m72-chab-ssp-074spec 001202e9 005000 08393

bc2003-hr-m72-chab-ssp-075spec 001259e9 005000 08360

bc2003-hr-m72-chab-ssp-076spec 001318e9 005000 08326

bc2003-hr-m72-chab-ssp-077spec 001380e9 005000 08292

bc2003-hr-m72-chab-ssp-078spec 001445e9 005000 08262

bc2003-hr-m72-chab-ssp-079spec 001514e9 005000 08233

bc2003-hr-m72-chab-ssp-081spec 001660e9 005000 08174

bc2003-hr-m72-chab-ssp-082spec 001738e9 005000 08143

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bc2003-hr-m72-chab-ssp-087spec 002188e9 005000 07990

bc2003-hr-m72-chab-ssp-088spec 002291e9 005000 07958

bc2003-hr-m72-chab-ssp-112spec 006405e9 005000 07345

bc2003-hr-m72-chab-ssp-113spec 007187e9 005000 07278

bc2003-hr-m72-chab-ssp-114spec 008064e9 005000 07211

bc2003-hr-m72-chab-ssp-115spec 009048e9 005000 07144

bc2003-hr-m72-chab-ssp-116spec 010152e9 005000 07092

bc2003-hr-m72-chab-ssp-117spec 011391e9 005000 07039

bc2003-hr-m72-chab-ssp-118spec 012780e9 005000 06985

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56 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m72-chab-ssp-119spec 014340e9 005000 06930

bc2003-hr-m72-chab-ssp-120spec 016090e9 005000 06876

bc2003-hr-m72-chab-ssp-121spec 018053e9 005000 06823

bc2003-hr-m72-chab-ssp-122spec 020256e9 005000 06771

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bc2003-hr-m72-chab-ssp-134spec 080640e9 005000 06143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-135spec 090479e9 005000 06088

bc2003-hr-m72-chab-ssp-201spec 1500000e9 005000 04972

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bc2003-hr-m72-chab-ssp-214spec 1825000e9 005000 04924

bc2003-hr-m72-chab-ssp-218spec 1925000e9 005000 04908

Cuadro 71 Base N

57 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

3416 3436 [Ne v] 34260

3718 3735 [O II] 37260

3720 3737 [O II] 37288

3796 3802 H10 37979

3833 3841 H90 38354

3862 3871 [Ne III] 38691

3882 3891 H8 HeI 38890

3961 3973 [Ne III] 39678

3961 3974 Hε 39701

4024 4030 He I 40262

4067 4070 [S II] 40686

4095 4107 Hδ 41017

4332 4346 Hγ 43405

4469 4475 He I 44715

4854 4868 Hβ 48613

4947 4968 [O III] 49589

4998 5019 [O III] 50068

5009 5022 He I 50157

5156 5164 [Fe VII] 51584

5193 5202 [N I] 51991

5267 5274 [Fe III] 52704

5868 5883 He I 58756

6296 6303 [O I] 63003

6303 6315 [S III] 63121

6355 6372 [O I] 63638

6538 6591 [N II] 65480

6547 6576 Hα 65628

6575 6591 [N II] 65835

6667 6681 He I 66782

6710 6743 [S II] 67164

6718 6743 [S II] 67308

7061 7072 He I 70652

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58 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

7125 7142 [Ar III] 71358

7315 7329 [O II] 73195

7320 7335 [O II] 73302

6845 6945 BC03 lowastlowast7165 7210 BC03 lowastlowast7550 7725 BC03 lowastlowast5880 5906 NaD 5890 lowast lowast lowast9059 9079 [S III] 90690

lowast Lınea de emision

lowastlowast Region en la problematica Bruzual y Charlot (2003)

lowast lowast lowast Absorcion del medio interestelar en 5896A

Cuadro 72 Mascara General desarrollada por NataliaVale Asari (2005) para Starlight

59 Marıa E Rojas A

  • Acroacutenimos
  • Introduccioacuten
  • Fundamentos de Espectroscopiacutea
    • Fundamentos
    • Espectros Astrofiacutesicos
    • Nuacutecleos Activos de Galaxias
      • Sistema NGC6240
      • Sistema NGC6240
      • Coacutedigo de Siacutentesis Espectral
        • Modelo Fiacutesico - Matemaacutetico
        • Modelo Computacional
        • Bases Espectrales
          • Construccioacuten de una Poblacioacuten Estelar Simple (SSPs)
          • Modelos de Poblaciones Estelares Simples
              • Extraccioacuten y Anaacutelisis de Espectros
                • Reduccioacuten
                • Caracterizacioacuten
                  • Espectroscopiacutea Sinteacutetica
                    • Siacutentesis espectral
                    • Sustraccioacuten espectral
                    • Caracterizacioacuten espectral
                      • Clasificacioacuten de NGC6240
                        • Propiedades fiacutesicas de NGC6240
                          • Conclusiones
                            • Bibliografiacutea
                              • Anexos
Page 67: Espectroscop a estelar sint etica, aplicaciones astrof sicas · con modelos estelares que siguen una l nea de tiempo, producidos por la combinacion de bibliotecas de evolucion estelar,

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

SSP Edad [anos] Z M

bc2003-hr-m72-chab-ssp-119spec 014340e9 005000 06930

bc2003-hr-m72-chab-ssp-120spec 016090e9 005000 06876

bc2003-hr-m72-chab-ssp-121spec 018053e9 005000 06823

bc2003-hr-m72-chab-ssp-122spec 020256e9 005000 06771

bc2003-hr-m72-chab-ssp-123spec 022727e9 005000 06720

bc2003-hr-m72-chab-ssp-124spec 025500e9 005000 06669

bc2003-hr-m72-chab-ssp-125spec 028612e9 005000 06618

bc2003-hr-m72-chab-ssp-126spec 032103e9 005000 06566

bc2003-hr-m72-chab-ssp-127spec 036020e9 005000 06514

bc2003-hr-m72-chab-ssp-128spec 040415e9 005000 06461

bc2003-hr-m72-chab-ssp-129spec 045347e9 005000 06410

bc2003-hr-m72-chab-ssp-130spec 050880e9 005000 06356

bc2003-hr-m72-chab-ssp-131spec 057088e9 005000 06302

bc2003-hr-m72-chab-ssp-132spec 064054e9 005000 06253

bc2003-hr-m72-chab-ssp-133spec 071870e9 005000 06196

bc2003-hr-m72-chab-ssp-134spec 080640e9 005000 06143

bc2003-hr-m72-chab-ssp-135spec 090479e9 005000 06088

bc2003-hr-m72-chab-ssp-201spec 1500000e9 005000 04972

bc2003-hr-m72-chab-ssp-204spec 1575000e9 005000 04960

bc2003-hr-m72-chab-ssp-214spec 1825000e9 005000 04924

bc2003-hr-m72-chab-ssp-218spec 1925000e9 005000 04908

Cuadro 71 Base N

57 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

3416 3436 [Ne v] 34260

3718 3735 [O II] 37260

3720 3737 [O II] 37288

3796 3802 H10 37979

3833 3841 H90 38354

3862 3871 [Ne III] 38691

3882 3891 H8 HeI 38890

3961 3973 [Ne III] 39678

3961 3974 Hε 39701

4024 4030 He I 40262

4067 4070 [S II] 40686

4095 4107 Hδ 41017

4332 4346 Hγ 43405

4469 4475 He I 44715

4854 4868 Hβ 48613

4947 4968 [O III] 49589

4998 5019 [O III] 50068

5009 5022 He I 50157

5156 5164 [Fe VII] 51584

5193 5202 [N I] 51991

5267 5274 [Fe III] 52704

5868 5883 He I 58756

6296 6303 [O I] 63003

6303 6315 [S III] 63121

6355 6372 [O I] 63638

6538 6591 [N II] 65480

6547 6576 Hα 65628

6575 6591 [N II] 65835

6667 6681 He I 66782

6710 6743 [S II] 67164

6718 6743 [S II] 67308

7061 7072 He I 70652

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58 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

7125 7142 [Ar III] 71358

7315 7329 [O II] 73195

7320 7335 [O II] 73302

6845 6945 BC03 lowastlowast7165 7210 BC03 lowastlowast7550 7725 BC03 lowastlowast5880 5906 NaD 5890 lowast lowast lowast9059 9079 [S III] 90690

lowast Lınea de emision

lowastlowast Region en la problematica Bruzual y Charlot (2003)

lowast lowast lowast Absorcion del medio interestelar en 5896A

Cuadro 72 Mascara General desarrollada por NataliaVale Asari (2005) para Starlight

59 Marıa E Rojas A

  • Acroacutenimos
  • Introduccioacuten
  • Fundamentos de Espectroscopiacutea
    • Fundamentos
    • Espectros Astrofiacutesicos
    • Nuacutecleos Activos de Galaxias
      • Sistema NGC6240
      • Sistema NGC6240
      • Coacutedigo de Siacutentesis Espectral
        • Modelo Fiacutesico - Matemaacutetico
        • Modelo Computacional
        • Bases Espectrales
          • Construccioacuten de una Poblacioacuten Estelar Simple (SSPs)
          • Modelos de Poblaciones Estelares Simples
              • Extraccioacuten y Anaacutelisis de Espectros
                • Reduccioacuten
                • Caracterizacioacuten
                  • Espectroscopiacutea Sinteacutetica
                    • Siacutentesis espectral
                    • Sustraccioacuten espectral
                    • Caracterizacioacuten espectral
                      • Clasificacioacuten de NGC6240
                        • Propiedades fiacutesicas de NGC6240
                          • Conclusiones
                            • Bibliografiacutea
                              • Anexos
Page 68: Espectroscop a estelar sint etica, aplicaciones astrof sicas · con modelos estelares que siguen una l nea de tiempo, producidos por la combinacion de bibliotecas de evolucion estelar,

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

3416 3436 [Ne v] 34260

3718 3735 [O II] 37260

3720 3737 [O II] 37288

3796 3802 H10 37979

3833 3841 H90 38354

3862 3871 [Ne III] 38691

3882 3891 H8 HeI 38890

3961 3973 [Ne III] 39678

3961 3974 Hε 39701

4024 4030 He I 40262

4067 4070 [S II] 40686

4095 4107 Hδ 41017

4332 4346 Hγ 43405

4469 4475 He I 44715

4854 4868 Hβ 48613

4947 4968 [O III] 49589

4998 5019 [O III] 50068

5009 5022 He I 50157

5156 5164 [Fe VII] 51584

5193 5202 [N I] 51991

5267 5274 [Fe III] 52704

5868 5883 He I 58756

6296 6303 [O I] 63003

6303 6315 [S III] 63121

6355 6372 [O I] 63638

6538 6591 [N II] 65480

6547 6576 Hα 65628

6575 6591 [N II] 65835

6667 6681 He I 66782

6710 6743 [S II] 67164

6718 6743 [S II] 67308

7061 7072 He I 70652

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58 Marıa E Rojas A

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

7125 7142 [Ar III] 71358

7315 7329 [O II] 73195

7320 7335 [O II] 73302

6845 6945 BC03 lowastlowast7165 7210 BC03 lowastlowast7550 7725 BC03 lowastlowast5880 5906 NaD 5890 lowast lowast lowast9059 9079 [S III] 90690

lowast Lınea de emision

lowastlowast Region en la problematica Bruzual y Charlot (2003)

lowast lowast lowast Absorcion del medio interestelar en 5896A

Cuadro 72 Mascara General desarrollada por NataliaVale Asari (2005) para Starlight

59 Marıa E Rojas A

  • Acroacutenimos
  • Introduccioacuten
  • Fundamentos de Espectroscopiacutea
    • Fundamentos
    • Espectros Astrofiacutesicos
    • Nuacutecleos Activos de Galaxias
      • Sistema NGC6240
      • Sistema NGC6240
      • Coacutedigo de Siacutentesis Espectral
        • Modelo Fiacutesico - Matemaacutetico
        • Modelo Computacional
        • Bases Espectrales
          • Construccioacuten de una Poblacioacuten Estelar Simple (SSPs)
          • Modelos de Poblaciones Estelares Simples
              • Extraccioacuten y Anaacutelisis de Espectros
                • Reduccioacuten
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                    • Siacutentesis espectral
                    • Sustraccioacuten espectral
                    • Caracterizacioacuten espectral
                      • Clasificacioacuten de NGC6240
                        • Propiedades fiacutesicas de NGC6240
                          • Conclusiones
                            • Bibliografiacutea
                              • Anexos
Page 69: Espectroscop a estelar sint etica, aplicaciones astrof sicas · con modelos estelares que siguen una l nea de tiempo, producidos por la combinacion de bibliotecas de evolucion estelar,

Espectroscopıa estelar sintetica aplicaciones astrofısicas

Regioninferior[A] Regionsuperior[A] Lınea λ [A]

7125 7142 [Ar III] 71358

7315 7329 [O II] 73195

7320 7335 [O II] 73302

6845 6945 BC03 lowastlowast7165 7210 BC03 lowastlowast7550 7725 BC03 lowastlowast5880 5906 NaD 5890 lowast lowast lowast9059 9079 [S III] 90690

lowast Lınea de emision

lowastlowast Region en la problematica Bruzual y Charlot (2003)

lowast lowast lowast Absorcion del medio interestelar en 5896A

Cuadro 72 Mascara General desarrollada por NataliaVale Asari (2005) para Starlight

59 Marıa E Rojas A

  • Acroacutenimos
  • Introduccioacuten
  • Fundamentos de Espectroscopiacutea
    • Fundamentos
    • Espectros Astrofiacutesicos
    • Nuacutecleos Activos de Galaxias
      • Sistema NGC6240
      • Sistema NGC6240
      • Coacutedigo de Siacutentesis Espectral
        • Modelo Fiacutesico - Matemaacutetico
        • Modelo Computacional
        • Bases Espectrales
          • Construccioacuten de una Poblacioacuten Estelar Simple (SSPs)
          • Modelos de Poblaciones Estelares Simples
              • Extraccioacuten y Anaacutelisis de Espectros
                • Reduccioacuten
                • Caracterizacioacuten
                  • Espectroscopiacutea Sinteacutetica
                    • Siacutentesis espectral
                    • Sustraccioacuten espectral
                    • Caracterizacioacuten espectral
                      • Clasificacioacuten de NGC6240
                        • Propiedades fiacutesicas de NGC6240
                          • Conclusiones
                            • Bibliografiacutea
                              • Anexos