ESTUDIO DE LAS PROPIEDADES DE LA VECINDAD DE GALAXIAS ANFITRIONAS DE RAFAGAS DE RAYOS GAMMA

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ESCUELA POLITÉCNICA NACIONAL
FACULTAD DE CIENCIAS
ESTUDIO DE LAS PROPIEDADES DE LA VECINDAD DE
GALAXIAS ANFITRIONAS DE RÁFAGAS DE RAYOS GAMMA
TRABAJO DE TITULACIÓN PREVIO A LA OBTENCIÓN DEL TÍTULO DE
FÍSICO
PROYECTO DE INVESTIGACIÓN
SANTIAGO ALEJANDRO BERNAL GALARZA
santiago.bernal@epn.edu.ec
Director: NICOLÁS ALEJANDRO VÁSQUEZ PAZMIÑO
nicolas.vasquez@epn.edu.ec
QUITO, SEPTIEMBRE 2017
DECLARACIÓN
Yo, SANTIAGO ALEJANDRO BERNAL GALARZA, declaro bajo juramento que
el trabajo aqúı escrito es de mi autoŕıa; que no ha sido previamente presentado para
ningún grado o calificación profesional; y que he consultado las referencias bibliográfi-
cas que se incluyen en este documento.
A través de la presente declaración cedo mis derechos de propiedad intelectual, corres-
pondientes a este trabajo, a la Escuela Politécnica Nacional, según lo establecido por
la Ley de Propiedad Intelectual, por su reglamento y por la normatividad institucional
vigente.
Santiago Alejandro Bernal Galarza
.
CERTIFICACIÓN
Certifico que el presente trabajo fue desarrollado por SANTIAGO ALEJANDRO
BERNAL GALARZA, bajo mi supervisión
Nicolás Alejandro Vásquez Pazmiño
Director del Proyecto
AGRADECIMIENTOS
A todos quienes colaboraron para culminar este trabajo. A mi familia por el apoyo
incondicional, a Nicolás Vásquez y Fiona Hoyle quienes guiaron este estudio, a mis
amigos con quienes he caminado hasta aqúı. Gracias totales
DEDICATORIA
Al Universo, que reunió a este grupo de átomos para poder estudiar una pequeña
parte del mismo Universo.
Santiago Bernal
Índice de contenido
Índice de figuras IX
Resumen 1
Abstract 2
1. Introducción 1
2. Galaxias anfitrionas de ráfagas de rayos gamma 3
2.1. Ráfagas de rayos gamma . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3
2.2. Caracteŕısticas de las galaxias anfitrionas de ráfagas de rayos gamma . 5
3. Estimadores de propiedades de galaxias y grupos de galaxias 7
3.1. Índices de color . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7
3.2. Índice de concentración y concentración inversa . . . . . . . . . . . . . 8
3.3. Densidad de población de galaxias . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 9
4. Fuentes de datos y catálogos de galaxias anfitrionas 11
4.1. Detección de galaxias anfitrionas-Experimento GROND . . . . . . . . . 11
4.2. Catálogo de galaxias anfitrionas- grbhosts.org . . . . . . . . . . . . . . 11
4.3. Sloan Digital Sky Survey-SDSS . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 12
4.4. Adquisición de datos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 14
4.4.1. Determinación de Galaxias anfitrionas en la base de datos del
SDSS . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 14
4.4.2. Determinación del radio local de búsqueda de galaxias en la ve-
cindad de galaxias anfitrionas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 16
4.4.3. Adquisición de datos desde el servidor del SDSS usando código
SQL . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 16
5. Análisis y procesamiento de datos 18
5.1. Densidad de población de galaxias . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 18
5.2. Índices de Color . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 19
vi
5.3. Índice de concentración inversa . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 20
5.4. Comparación de resultados . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 21
6. Conclusiones 24
A. Galaxias anfitrionas de ráfagas de rayos gamma en el SDSS 26
B. Código para obtener los objetos en la vecindad de las galaxias anfi-
trionas 27
C. Código para obtener los datos de los objetos en la vecindad de las
galaxias anfitrionas 28
D. Código para GNUPLOT para ajuste de curvas gaussianas 29
Referencias 30
Índice de figuras
2.1. Distribución de las ráfagas de rayos gamma de datos de Fermi-LAT and
GBM Collaborations. Se puede observar la distribución isótropa en la
direcciones de estos eventos, los colores representan a los datos directos
de Fermi en negro, datos del satélite Swift en azul y las coincidencias
con el instrumento LAT de fermi en marcadas en rojo [9]. . . . . . . . . 4
2.2. Distribución espacial de eventos asociados a progenitores de materia
bariónica, datos del ASI SCIENCE DATA CENTER (ASDC). En la
figura se muestran eventos como pulsares, supernovas, nucleos activos
de galaxias y novas, se observa que la distribución de estos eventos,
de forma individual no es isótropa a diferencia de las ráfagas de rayos
gamma [10]. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 5
3.1. Distribución espacial de las galaxias, datos del Sloan Digital Sky Sur-
vey. Cada punto representa una galaxia y los colores están asociados a
la densidad de galaxias. Aqúı se puede evidenciar las regiones de alta
densidad (azul) y baja densidad poblacional(rojo) [20]. . . . . . . . . . 10
4.1. A) Esquema de parte del instrumento, se muestra la comfiguración para
la entrada de la luz(parte inferior), los espejos de separación para las
diferentes bandas de color (g,r,i,z), posición de obturadores y las corres-
pondientes cámaras CCD de cada banda de color, aśı tambien la unidad
para la banda en infrarrojo. B) Imagen real del telescopio, en la parte
inferior destacan las distintas conexiones electricas.[13] . . . . . . . . . 12
4.2. A) Imagen de la cámara fotométrica del SDSS. Se puede notar la dis-
tribución de los filtros correspondientes a cada banda de color y las
unidades CCD en la parte posterior de estos. B) Instrumento completo
del SDSS ubicado en las montañas de Sacramento-New Mexico. [22] . . 13
viii
4.3. En las figuras podemos observar los rangos de observación, para la as-
censión recta (RA) en el eje horizontal y declinación(DEC) en el eje
vertical, completados en los datos del SDSS-DR12. El panel superior
nos indica valores de RA entre 120o y 240o, y de DEC entre −10o y 30o,
El panel inferior, por otra parte indica valores de RA entre 40o y −40o,
y de DEC entre −10o y 30o. [23] . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 15
5.1. Densidad normalizada de la población de galaxias en la vecindad de las
galaxias anfitrionas de ráfagas de rayos gamma. El eje horizontal muestra
el número correspondiente a la galaxia anfitriona asociada a las ráfagas
de rayos gamma citadas en el Apéndice A, y el eje vertical el resultado
de la densidad de ppblación. En verde se dibuja el valor promedio de la
densidad que corresponde a un valor menor a 1 [30] . . . . . . . . . . . 19
5.2. Fracción versus ı́ndice u − r. En negro se dibuja la curva suavizada de
los datos obtenidos de la muestra. En azul la curva ajustada para valores
u− r menores a 2,3 que corresponden a galaxias con ı́ndice de color de
tendencia al zul. En rojo la curva ajustada para valores u − r mayores
a 2,3 que corresponden a galaxias con ı́ndice de color de tendencia al
rojo.[30] . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 20
5.3. Fracción versus ı́ndice de concentración inversa. Las galaxias tipo tem-
pranas muestran mayor presencia, siendo las que tienen valores menores
del ı́ndice de concentración inversa.[30] . . . . . . . . . . . . . . . . . . 21
5.4. Fracción versus u − r, del estudio de F. Hoyle et all(2012). En esta se
observa en ĺınea continua negra los datos de la región de baja densidad
(void), en ĺınea continua azul el ajuste para las galaxias con tendencia
al azul de la región de baja densidad (void), en ĺınea continua roja el
ajuste para galaxias con tendencia al rojo de la región de baja densi-
dad (void),en ĺınea entre cortada negra los datos de la región de alta
densidad (wall), en ĺınea entre cortada azul el ajuste para las galaxias
con tendencia al azul de la región de alta densidad (wall), en ĺınea entre
cortada roja el ajuste para galaxias con tendencia al rojo de la región
de alta densidad (wall)[32] . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. . . 22
5.5. Fracción versus ı́ndice de concentración inversa, del estudio de F. Hoyle.
En esta se observa en ĺınea continua negra los datos de la región de baja
densidad (void) y en ĺınea entre cortada azul los datos de la región de
alta densidad (wall)[32] . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 23
Resumen
El estudio de galaxias anfitrionas de ráfagas de rayos gamma, revelan una población
de formación estelar diversa, con gran rango de masa, taza de formación estelar y
corrimiento al rojo. Con el objetivo de estudiar el ambiente galáctico de las ráfagas de
rayos gamma, usamos el catálogo de S. Savaglio, del 2016, donde 221 galaxias anfitrionas
se encuentran listadas, con su posición, en ascensión recta(RA) y declinación (DEC),
y corrimiento al rojo (z). Escogemos 22 galaxias anfitrionas que se encuentran en el
catálogo de S. Savaglio y en el catálogo del Sloan Digital Sky Survey (SDSS), en el
lanzamiento de datos 12, con un rango de corrimiento al rojo 0 < z < 1, y todos
los objeto, en una vecindad de radio igual a 10h−1Mpc, obteniendo 1672 en total,
para determinar caracteŕısticas fotométricas y de población. Calculamos la densidad
de población de galaxias alrededor de la galaxia anfitriona en un volumen de una esfera
de radio 10h−1Mpc. Con objeto de clasificar a las galaxias, en las regiones donde una
ráfaga de rayos gamma se ha formado, realizamos el análisis de ı́ndice de color usando
los datos del SDSS de u[λ3543], r[λ6231] y calculando el ı́ndice u−r, donde encontramos
una presencia mayor de galaxias con tendencia al rojo. Además, usamos el análisis de
ı́ndice de concentración inverso,ici = R50/R90, para encontrar una posible clasificación
entre galaxias tipo tempranas(early) y tipo tard́ıas(late), mostramos que las galaxias
con un bajo ı́ndice de concentración inversa dominan los datos. Finalmente realizamos
una comparación con regiones de baja(void) y alta(wall) densidad de galaxias en el
Universo, encontramos que la vecindad de las galaxias anfitrionas de ráfagas de rayos
gamma no son similares a estas regiones t́ıpicas del universo.
1
Abstract
Studies of GRB host galaxies reveal a population of starforming galaxies with great
diversity, spanning a wide range of masses,star formation rate, and redshifts. In order
to study the galactic ambient of Gamma Ray Burts(GRB) we used the S. Savaglio
catalog from 2016 where 221 GRBs are listed with RA-Dec position and redshift (z).
We choose 22 GRBs Hosts galaxies from Savaglio catalog and SDSS DR12, with z range
0 < z < 1, and all the objects, in a local vicinity of 10h−1Mpc radius, getting 1672 in
total, to determine some photometric and population characteristics. We calculate the
volumetric density populatation of glalaxies around the GRB Hosts within a volume
of an sphere whit radius of 10h−1Mpc. In order to know the galaxies classification, in
regions where GRBs are formed, we made an analysis of color index using SDSS data of
µ[λ3543], r[λ6231] and calculate the indexes µ−r, were we find a major presence of red
galaxies. Futhermore, we used a inverse concentration index analysis, ici = R50/R90,
in order to find a possible classification between early and late type galaxies and show
that galaxies with low value of inverse concentration index domine the data. Finally we
make a comparison with void and wall regions of the Universe, finding that the GRBs
hosts vicinity is not similar to these regions.
2
Caṕıtulo 1
Introducción
Observar el cielo y preguntarse ¿qué es lo que está allá?, es una actividad humana
de seguro más antigua que la agricultura. La observación de una nebulosa espiral difusa
en los años 60’s, llevo a que en el año 1920 se diera El gran debate, donde la observación
de la nebulosa espiral en el cielo se atribuyo a un objeto dentro de nuestra galaxia, esto
dicho por Shapley. Sin embargo el otro argumento, dado por Curtis, dećıa que estas
nebulosas eran otras islas universo. Fue en 1925, cuando usando el trabajo de Henrietta
Leavitt del periodo en la luminosidad de estrellas variables llamadas Cefeidas, Edwin
Hubble observo que las distancias de las estrellas Cefeidas en Andromeda correspon-
den a objetos fuera de nuestra galaxias, terminando aśı con este debate. La historia
muestra que mientras mejor podemos hacer nuestras observaciones, mejor entendemos
nuestro Universo. Esto lo continuamos viendo cuando el descubrimiento de la radiación
de fondo de micro-ondas, en 1965, afecto nuestra teoŕıa y estudio del Universo. Otro
ejemplo similar es la observación de las ráfagas de rayos gamma.
En 1963 se firmo el tratado de prohibición parcial de ensayos nucleares, y en este
mismo año Estados Unidos empezó a enviar al espacio un total de 12 satélites, co-
nocidos con el nombre Vela. Estos satélites diseñados para detectar radiación de alta
enerǵıa se utilizaŕıan como observadores de posibles ensayos nucleares, sin embargo
fueron protagonistas de la primera detección de una ráfaga de rayos gamma provenien-
te del espacio, en 1979. Aún que conocemos de estos fenómenos, llamados GRBs por
su nombre en ingles ”Gamma Ray Burst”, desde hace más de 30 años no se ha podido
conciliar una explicación precisa de que causa las altas enerǵıas, en el orden de hasta
los TeV. Para tratar de entender mejor a las ráfagas de rayos gamma se han estado
estudiando los lugares donde estos eventos han tenido lugar, es aśı que aparecen gracias
a la detección de radiación remanente en 1997, las galaxias anfitrionas de ráfagas de
rayos gamma, las cuales continúan en estudio.
Por otra parte, continuando con el avance tecnológico para la observación, grandes
1
experimentos como el COBE (Cosmic Background Explorer-1989), el WMAP (Wilkin-
son Microwave Anisotropy Probe-2001), mostraron que el fondo de radiación de micro-
ondas, es casi homogéneo pero contiene anisotroṕıas, siendo esto una herramienta para
entender al Universo. Otros experimentos, espećıficamente el Harvard– Smithsonian
Center for Astrophysics survey of galaxies, Anglo-Australian Telescope 2dF Galaxy
Survey, y el Sloan Digital Sky Survey(SDSS), han producido datos que nos han mos-
trado la distribución de la materia bariónica en el Universo. El SDSS ha conseguido
realizar un mapa en 3-dimensiones de la posición de las galaxias en poco más de un
cuarto del cielo, mostrando zonas de alta y de baja densidad de galaxias. Con estos
trabajo podemos tener una idea de la estructura del Universo a gran escala.
Ahora, usando las observaciones del SDSS podemos caracterizar regiones del Uni-
verso, mostrando sus propiedades. En este trabajo escogemos aquellas regiones del
Universo donde una ráfaga de rayos gamma a tenido lugar, y en un radio de 10h−1Mpc
buscamos todas las galaxias y caracterizamos algunas de sus propiedades. La caracte-
rización de estas regiones y su comparación con lugares t́ıpicos del Universo nos dirán
si existen restricciones para los lugares donde una ráfaga de rayos gamma ha ocurrido.
Las restricciones encontradas se pueden usar para estudiar el Universo muy lejano, ya
que el conocer de un evento de ráfaga gamma nos llevará a conocer las caracteŕısticas
de esa región en la época espećıfica.
Además de entender mejor a las ráfagas de rayos gamma, se desarrollará un méto-
do y una herramienta para estudiar estás regiones del Universo donde se encuentran
las galaxias anfitrionas, haciendo posible en un trabajo más extenso la búsqueda de
información oculta como la presencia de materia no bariónica en los mecanismos pro-
genitores de las ráfagas de rayos gamma. Se puede decir que este estudio ofrece la
caracterización de regiones singulares del Universo aportando al entendimiento del cos-
mos y abriendo las puertas a futuras investigaciones.
2
Caṕıtulo 2
Galaxias anfitrionas de ráfagas de
rayos gamma
2.1. Ráfagas de rayos gamma
Las ráfagas de rayos gamma son fenómenosastronómicos altamente energéticos, al
comparar la enerǵıa que emiten ocupan el segundo lugar después del Big-Bang. Estos
fenómenos se caracterizan por ser chorros de radiación electromagnética que alcanzan
enerǵıas en el orden de los TeV . Existen modelos teóricos, como el de la bola de
fuego, el colapso de magnetares, el colapso de estrellas de neutrones, la formación de
agujeros negros supermasivos, la evaporación de agujeros negros, que buscan explicar
el mecanismo de emisión de tan alta enerǵıa [1] [2] [29]. Sin embargo, no se han podido
obtener resultados concluyentes para adjudicar a uno de estos progenitores el origen
de estas ráfagas.
Las ráfagas de rayos gamma fueron detectadas por primera vez en 1979 por los
satélites estadounidenses Vela. Los satélites que buscaban determinar si en algún lugar
de la Tierra se realizaban pruebas de bombas nucleares crearon especulaciones cuando
los datos fueron compartidos, pero quedo claro que la radiación venia del espacio. Desde
entonces se han recopilado datos sobre estos fenómenos, desarrollando instrumentos
especializados en su detección, el ejemplo más actual es el satélite Fermi Gamma-Ray
Space Telescope, que inició sus operaciones en el 2008[3], otros ejemplos son el Burst and
Transient Experiment(BATSE) que fue lanzado al espacio en 1991 y el Italian-Dutch
satellite Beppo-SAX. Los datos de estos experimentos nos han permitido conocer la
distribución espacial, la radiación remanente las ráfagas de rayos gamma, y nos han
dicho que son fenómenos extra-galácticos, creando un gran interés en su estudio [29].
El interés del estudio de las ráfagas de rayos gamma se debe a que la información
que llevan estos eventos de origen cosmológico, es de gran utilidad para la compresión
de la historia de nuestro Universo. Principalmente debido a que está radiación viaja con
3
poca interferencia de otras fuentes, haciendo posible mirar al pasado de forma directa.
Los estudios han permitido clasificar a las ráfagas en dos tipos, las de corta duración
y las de larga duración, que t́ıpicamente están separados por los rangos 0 < t < 2 y
2 < t respectivamente [4]. Teniendo en cuenta los años de investigación y la cantidad
de publicaciones que han generado las ráfagas de rayos gamma, es muy importante
volver a notar que aun no existe aún una explicación uńıvoca sobre el origen de estos
fenómenos, pero se continua trabajando en los modelos y en las observaciones.
Por otra parte las décadas de recolección de datos de las ráfagas de rayos gamma han
permitido observar caracteŕısticas de estos fenómenos poco entendidos. Una de estas
es la distribución espacial. Los datos tomados por el observatorio FERMI, mostrados
en la Figura 2.1, destacan una distribución espacial isótropa en dirección para estos
eventos.
Figura 2.1: Distribución de las ráfagas de rayos gamma de datos de Fermi-LAT and GBM Colla-
borations. Se puede observar la distribución isótropa en la direcciones de estos eventos, los colores
representan a los datos directos de Fermi en negro, datos del satélite Swift en azul y las coincidencias
con el instrumento LAT de fermi en marcadas en rojo [9].
La distribución de las ráfagas de rayos gamma, no es similar a la distribución de
eventos que tienen a la materia bariónica como progenitor. Al observar la Figura 2.2
encontramos que la distribución de materia bariónica contiene zonas marcadas de dife-
rente densidad. Considerando las diferencias de distribución espacial, podemos pensar
en la existencia de restricciones, para las regiones del Universo y para los progenitores
de las ráfagas de rayos gamma, que no estén directamente correlacionadas con mate-
ria bariónica. Buscar estas restricciones nos lleva a mirar de forma particular, no solo
el lugar donde un ráfaga de rayos gamma ocurrió, sino también a su alrededor, que
en términos astronómicos significa estudiar a sus galaxias vecinas, para aśı tener una
visión más completa de la región, describiendo sus propiedades.
4
Figura 2.2: Distribución espacial de eventos asociados a progenitores de materia bariónica, datos del
ASI SCIENCE DATA CENTER (ASDC). En la figura se muestran eventos como pulsares, supernovas,
nucleos activos de galaxias y novas, se observa que la distribución de estos eventos, de forma individual
no es isótropa a diferencia de las ráfagas de rayos gamma [10].
2.2. Caracteŕısticas de las galaxias anfitrionas de
ráfagas de rayos gamma
Desde 1997, gracias al satélite Italo-Aleman Beppo-SAX, se conoce de la radiación
remanente, producto de una ráfaga de rayos gamma. Esta radiación se observa en rayos-
X, bandas ópticas e infrarrojo [29]. La observación de está radiación permite localizar
las galaxias anfitrionas de las ráfagas y el lugar en la galaxia donde el evento tuvo
lugar, haciendo posible el estudio de esta región en la galaxia. Observamos también
que aproximadamente un 50% de los eventos detectados producen como remanente
una clara componente óptica e infrarroja en su espectro [5], dejando aún trabajo por
hacer en cuanto a la detección y estudio de las galaxias anfitrionas de las ráfagas
gamma.
Los estudios de estimadores de propiedades, de las galaxias anfitrionas de ráfagas de
rayos gamma, muestran caracteŕısticas singulares para estas. Las conclusiones de estos
trabajos nos dicen que las galaxias anfitrionas tienen un ı́ndice de color con tendencia
más hacia el azul, de forma especial en las zonas de las galaxias donde tuvieron lugar los
eventos, y las galaxias en general presentan baja metalicidad [6][7][8]. Estos resultados
han servido para intentar comprobar los modelos teóricos de los progenitores de las
ráfagas de rayos gamma. El modelo que reúne la mayoŕıa de condiciones descritas es el
de la bola de fuego, ya que la baja metalicidad es propicia para la formación de estrellas
supermasivas, que son usadas en el modelo como progenitores de las ráfagas[1][29].
Otra de las conclusiones actuales sobre las galaxias anfitrionas es que todas tienen un
5
alto ı́ndice de formación estelar(SFR), pero en su mayoŕıa forman parte de las galaxias
sub-lumı́nicas y su masa es menor en comparación con galaxias en regiones t́ıpicas,
como las paredes de la red cósmica[6] [8] [11]. Se debe aclarar que en todos los trabajos
citados se hace, de forma directa o indirecta, la mención de que la cantidad de datos
es aún insuficiente para tener significado probabiĺıstico, esto se debe a trabajos en los
cuales se estudian una o dos galaxias. Una caracteŕıstica más de las galaxias anfitrionas
de las ráfagas de rayos gamma es su ubicación espacial, que en el Universo presentan la
misma caracteŕıstica isótropa, esto se observa ya que corresponde a la distribución de
las ráfagas de rayos gamma. Adicionalmente, en la distribución temporal, encontramos
galaxias anfitrionas con corrimiento al rojo en el rango 0 < z < 7, estando el 80% de
estas en el rango z < 1,5 [11].
6
Caṕıtulo 3
Estimadores de propiedades de
galaxias y grupos de galaxias
Las galaxias se describen como un conjunto de estrellas, gas y polvo interestelar
ligadas a un centro de masa[27][28]. Si bien se puede, como en nuestra galaxia, estudiar
las propiedades de una cierta región dentro de esta, una visión general de la galaxia
es mejor para caracterizarla. La caracterización de las galaxias se realiza usando varios
parámetros, con distintas técnicas e instrumentos. En nuestro caso son de interés los
llamados ı́ndices de color e ı́ndice de concentración, estos contienen valiosa información
sobre una galaxia y se amplia su uso cuando se estudian conjuntos de galaxias.
3.1. Índices de color
De la misma forma que cuando miramos un objeto, su color brinda mucha infor-
mación, el color de las galaxias se encuentra asociado a propiedades f́ısicas de estas.A
través de la espectroscoṕıa sabemos que las longitudes de ondade la luz, provienen
de estrellas de composición qúımica correspondiente a su color, el color de las estrellas
da el color a la galaxia, por lo tanto el tipo de estrellas presentes y las que se pueden
formar en una galaxia, pueden ser estudiadas observando el color de esta. Se conoce
por observación que el color de la galaxia también está asociado a la morfoloǵıa de
estas, teniendo tendencia al azul las galaxias espirales y tendencia al rojo las galaxias
eĺıpticas.
En cuanto a los resultados que nos puede brindar un ı́ndice de color, existen técni-
cas especializadas en mostrar la metalicidad de las galaxias, es decir la presencia de
elementos más pesados que el hidrógeno, como los diagramas de Baldwin, Phillips Ter-
levich (diagramas BPT), que usan las razones de flujo de radiación de elementos como
el ox́ıgeno, hidrógeno y nitrógeno ([OII]/Hβ, [NII]/Hα, [SII]/Hα y [OI]/Hα), para
identificar fuentes de ionización en las galaxias y describir la composición qúımica y la
7
morfoloǵıa de las galaxias[16].
Los ı́ndices de color se miden usando el flujo de radiación en bandas espećıficas. Las
bandas usadas son asociadas a los colores ultra-violeta, azul, verde, rojo e infrarrojo,
y los valores en longitud de onda dependen del instrumento con el que se realiza la
medición. Cuando comparamos flujos de colores en los extremos, a lo que llamamos
ı́ndice de color, obtenemos información con la cual podemos saber si la fuente, en este
caso una galaxia, tiene tendencia a uno de estos colores. Se usa principalmente las
referencias de tendencia al azul y al rojo de acuerdo a los resultados del ı́ndice de color.
Se asocia la tendencia al azul a galaxias de baja metalicidad y de morfoloǵıa espiral, y
de tendencia al rojo a galaxias de alta metalicidad y morfoloǵıa eĺıptica.
Un estudio de ı́ndices de color a un grupo de galaxias nos dice que tipos de ga-
laxias conforman ese grupo, por lo tanto podemos describir el ambiente cosmológico
de una región del Universo. Es por esto que los ı́ndices de color toman gran valor y
más aun si comparamos regiones diferentes en el Universo, encontrando similitudes y
singularidades que describen la estructura de nuestro Universo.
3.2. Índice de concentración y concentración inver-
sa
El ı́ndice de concentración se define como la razón entre el 90% y el 50% del
flujo de Petrosian(FP ), esto es el flujo lumı́nico en un radio tomando los porcentajes
deseados. En el caso particular de este estudio se usan los datos del SDSS que definen
FP como el flujo en 5 bandas de color y en un radio de forma que sea independiente
de la distancia del objeto, este radio es definido de forma local para una galaxia. La
expresión matemática es,
FP ≡
∫ Nprp
0
2πrdrI(r), (3.1)
donde Np = 2,0 es una constante del modelo matemático en el SDSS, rp es el radio de
Petrosian igual a NpRlim siendo Rlim el radio desde el centro del objeto hasta el ĺımite
de la superficie que emite flujo, y I(r) es el promedio azimutal del perfil de luminosidad
del objeto [19].
El ı́ndice de concentración inverso se define como la razón inversa entre los flujos,
ici = r50/r90. Este ı́ndice está correlacionado con la morfoloǵıa de las galaxias, se usa
para separar a las galaxias, de una región determinada, en tipo tempranas(early) y
tipo tard́ıas(late) [17], sin embargo no existe un acuerdo en el valor para la división
del rango de esta clasificación de galaxias. En nuestro caso usamos ici = 0,34 para
interpretar los resultados, siendo las galaxias de tipo tempranas aquellas con ici < 0,34
8
y galaxias tipo tard́ıas con ici > 0,34. Este valor es sugerido por otros trabajos, donde
se considera que galaxias con valores muy cercanos a 0,34 pueden ser tipo tempranas o
tard́ıas, pero se puede saber en un grupo de galaxias cuales predominan en la muestra
[17][18].
Estudiar el ı́ndice de concentración inversa de una región del Universo nos ayuda en
la caracterización de sus galaxias y la comparación con otras regiones nos dice si exis-
ten singularidades presentes en dichas regiones. Describimos aśı también el ambiente
cosmológico de estas regiones y caracterizamos al Universo.
3.3. Densidad de población de galaxias
La distribución de galaxias en el Universo muestra una estructura con regiones de
alta densidad y regiones de baja densidad, esto lo podemos evidenciar en la Figura 3.1.
Si observamos a una región espećıfica y calculamos el número de galaxias en un volumen
determinado describimos esa región. Es de interés calcular este parámetro ya que los
resultados se pueden usar como una restricción del ambiente galáctico de regiones en
espećıfico. Para nuestro caso, se puede encontrar una restricción del ambiente galáctico,
en la densidad de galaxias en la vecindad de las galaxias anfitrionas de ráfagas de rayos
gamma, lo que se relaciona con la densidad de materia bariónica en las regiones donde
las ráfagas de rayos gamma han ocurrido, entendiendo aśı la evolución cosmológica
que pudieron haber tenido los lugares donde han tenido lugar las ráfagas de rayos
gamma, basados en el modelo conocido como Lambda-CDM, el cual trata de explicar
la evolución del universo[29].
9
Figura 3.1: Distribución espacial de las galaxias, datos del Sloan Digital Sky Survey. Cada punto
representa una galaxia y los colores están asociados a la densidad de galaxias. Aqúı se puede evidenciar
las regiones de alta densidad (azul) y baja densidad poblacional(rojo) [20].
10
Caṕıtulo 4
Fuentes de datos y catálogos de
galaxias anfitrionas
4.1. Detección de galaxias anfitrionas-Experimento
GROND
El Experimento GROND (Gamma-Ray Burst Optical/Near-Infrared Detector), tie-
ne instrumentos especializados en detectar galaxias anfitrionas de ráfagas de rayos
gamma. El diseño del telescopio permite captar el espectro electromagnético en cuatro
canales ópticos y tres canales de infrarrojo cercano, funciona con cámaras CCD y un
detector de infrarrojo[13]. El experimento, auspiciado por ESO (European Southern
Observatory) entro en funcionamiento en el 2007 y está ubicado en La Silla-Chile,
podemos ver una corta descripción del instrumento en la Figura 4.1.
El proceso de ubicación de galaxias anfitrionas se basa en la observación de la
radiación remanente dejada por una ráfaga de rayos gamma. Cuando llega una alerta
de ráfaga de rayo gamma, el telescopio apunta en la dirección del evento y adquiere
los datos en 5 canales, el procesamiento de esta información permite determinar el
corrimiento al rojo de la fuente de radiación. Luego un equipo de investigación se
encarga de buscar una coincidencia en posición y corrimiento al rojo con una galaxia.
El experimento cuenta con varios procesos de adquisición y procesamiento de datos,
sin embargo solo los datos del corrimiento al rojo son compartidos libremente [13] [14].
4.2. Catálogo de galaxias anfitrionas- grbhosts.org
Los datos compartidos por el experimento GROND y la ubicación espacial de las
ráfagas de rayos gamma han hecho posible la formación de un catálogo en ĺınea, grb-
hosts.org , que permite obtener los datos de posición, corrimiento al rojo, y en pocos
11
Figura 4.1: A) Esquema de parte del instrumento, se muestra la comfiguración para la entrada de
la luz(parte inferior), los espejos de separación para las diferentes bandas de color (g,r,i,z), posición
de obturadores y las correspondientes cámaras CCD de cada banda de color, aśı tambien la unidad
para la banda en infrarrojo. B) Imagen real del telescopio, en la parte inferior destacan las distintas
conexiones electricas.[13]
casos, espectros de elementos, como el hidrógeno y nitrógeno (HI,HII,NI). También se
puede encontrar la taza de formación estelar, e imágenes de las galaxias anfitrionas.
El catálogo es parte del proyecto GRB Host Studies (GHostS), apoyado en parte por
Spitzer/NASA y mantenido por S. Savaglio [15].
En nuestro estudio utilizamoseste catálogo como la fuente de posición de galaxias
anfitrionas de ráfagas de rayos gamma. Dentro de la base de datos de grbhosts, se
encuentran galaxias anfitrionas de ráfagas de rayos gamma de corta y larga duración,
sin embargo, no se hace una clasificación dentro del catálogo, y tampoco se lo hace en
este trabajo. El catálogo contiene 221 posiciones y sus correspondientes corrimientos
al rojo de objetos identificados por el nombre de las ráfagas de rayos gamma, esto en
la actualizado a Septiembre de 2016. Estos datos fueron procesados para su uso en
conjunto con los datos del Sloan Digital Sky Survey, como mostramos a continuación.
4.3. Sloan Digital Sky Survey-SDSS
Sloan Digital Sky Survey (SDSS), es un experimento que forma parte del Apache
Point Observatory (APO), ubicado en las montañas de Sacramento-New Mexico. El
observatorio es manejado por la universidad estatal de Nuevo México. El SDSS tiene
como uno de sus objetivos realizar un mapa de la distribución espacial de los objetos
astronómicos, cubriendo un cuarto del cielo. Para esto, se construyo el telescopio prin-
cipal, parte del proyecto MaNGA (Mapping Nearby Galaxies at APO). El experimento
entró en funcionamiento en el 2000 y hasta el momento (2017) ha producido 13 lan-
12
zamientos de base de datos llamados Data Release (DR), cada uno complemento del
anterior.
Los datos obtenidos por el SDSS han servido para comprobar algunas teoŕıas, por
ejemplo las oscilaciones bariónicas, fundamentales en la teoŕıa que incluye la materia
oscura [21], aśı también se ha podido crear un mapa, en 3 dimensiones, que muestra
la ubicación de miles de galaxias, mostrando la distribución espacial de la materia
bariónica en el Universo.
El proceso de adquisición está implementado en un primer paso por una cámara
compuesta por filtros y dispositivos de carga acoplada (CCD) encargados de receptar
la radiación electromagnética, la ver Figura 4.2 (A), muestra la distribución de los
filtros en la cámara fotométrica . Las bandas efectivas de los filtros y sus nombres son
u = 3551Å, g = 4686Å, r = 6166Å, i = 7480Å, z = 8932Å. Los datos de las imágenes
para las 5 bandas son adquiridos con una exposición de 54 segundos en cada una y con
un tiempo total de imagen de 71 segundos. Adicionalmente existe una unidad de CDD
detrás de esta cámara que toma datos astrométricos.
Figura 4.2: A) Imagen de la cámara fotométrica del SDSS. Se puede notar la distribución de los
filtros correspondientes a cada banda de color y las unidades CCD en la parte posterior de estos. B)
Instrumento completo del SDSS ubicado en las montañas de Sacramento-New Mexico. [22]
El experimento cuenta con un sitio en internet, www.sds.org , donde se puede
encontrar toda la información sobre el experimento, como las citas bibliográficas de
este trabajo, y además enlaces donde están todos los recursos ofrecidos por quienes
mantienen las bases de datos. Cuando se requiere trabajar con los datos del SDSS es
importante conocer cual es la organización de los datos, como está identificado cada
parámetro y cómo obtener imágenes. para todo esto el sitio dispone de tutoriales con
ejemplos reales[23].
Los datos del SDSS están organizados en tablas, estas contienen parámetros es-
pećıficos indexados con el mismo nombre para todas las tablas, nosotros utilizamos las
13
tablas llamadas galSpecIndx y PhotoObjAll que comparten el parámetro que identifica
a un objeto (ObjID). La descripción de los parámetros de cada tabla pueden encon-
trarse en el servidor del SDSS en su sitio en internet [23]. Para poder descargar los
datos en nuestro estudio usamos códigos en lenguaje de programación SQL(por sus
siglas en inglés Structured Query Language) que facilita la obtención de los datos que
son de interés, el uso de los códigos se muestra en la sección de adquisición de datos,
aśı también los nombres de los parámetros en el SDSS que se usaron para este estudio.
Se debe notar sin embargo que los datos existentes de objetos z > 1 son muy pocos.
4.4. Adquisición de datos
4.4.1. Determinación de Galaxias anfitrionas en la base de
datos del SDSS
Los datos de posición y corrimiento al rojo del catálogo de grbhosts[15] contiene
221 ráfagas de rayos gamma , cada una con su posición en Ascensión Recta (RA),
Declinación (DEC), y el corrimiento al rojo de la fuente. Para poder obtener los datos
fotométricos de los objetos es necesario eliminar todas las galaxias anfitrionas que no
se encuentren dentro del rango observado por el SDSS.
La capacidad de observación del SDSS se encuentra en los rangos, 120o < RA <
240o, 40o < RA < −40o, −10o < DEC < 30o, esto podemos observarlo en la Figura
4.3. Dentro de estos rangos se encontraron 59 galaxias anfitrionas, de las cuales se
tomaron las galaxias con z ≤ 1, quedando un total de 22 galaxias anfitrionas para usar
en el estudio de su vecindad.
14
Figura 4.3: En las figuras podemos observar los rangos de observación, para la ascensión recta (RA)
en el eje horizontal y declinación(DEC) en el eje vertical, completados en los datos del SDSS-DR12.
El panel superior nos indica valores de RA entre 120o y 240o, y de DEC entre −10o y 30o, El panel
inferior, por otra parte indica valores de RA entre 40o y −40o, y de DEC entre −10o y 30o. [23]
15
4.4.2. Determinación del radio local de búsqueda de galaxias
en la vecindad de galaxias anfitrionas
Para determinar los objetos en la vecindad de las galaxias anfitrionas se conside-
ra una esfera de radio 10h−1Mpc, este radio corresponde a una distancia local y es
una distancia razonable para un grupo de galaxias en el Universo. La constante h es
adimensional y parametriza el valor de la constante de Hubble H0.
La estructura de las tablas en el SDSS permiten obtener los datos de objetos alre-
dedor de una posición, usando el diámetro angular. Este diámetro angular es medido
desde la Tierra, por lo que depende de la distancia entre la Tierra y la galaxia anfitrio-
na, es decir, depende del corrimiento al rojo de la galaxia anfitriona. Los cálculos para
el diámetro angular se realizaron usando el programa de Nick Gnedin[24]. El programa
es una interfaz en ĺınea que hace uso de las relaciones para distancias y ángulos en
mediciones astronómicas de David W. Hogg [25].
La ecuación,
DA =
DM
z + 1
, (4.1)
encuentra el diámetro angular, notado por DA, usando la distancia propia del doble
del radio DM = 2(10h
−1Mpc). Notamos que está fórmula para medir distancias es
adecuada hasta z ∼ 1[25]. Además el valor de la constante de Hubble usada es de
68,14Kms−1Mpc lo que indica un valor h = 0,6814. Este valor es coherente con los
resultados obtenidos de las observaciones del fondo de radiación de microondas del
satélite Planck que indica Ho ≃ 67, 8± 0,9, [26].
4.4.3. Adquisición de datos desde el servidor del SDSS usando
código SQL
El SDSS, en su página en internet (http://skyserver.sdss.org/dr12/), permite la
introducción de un código en lenguaje SQL para descargar tablas de datos. El código,
que se puede ver en el apéndice B, solicita los datos de objetos dentro del diámetro
angular con z ± 0,01. Condición necesaria para obtener los objetos dentro del radio de
10h−1Mpc. Los datos que se obtienen son el nombre del objeto (ObjId) su posición y
z. Los resultados individuales de cada galaxia anfitriona fueron filtrados para evitar
fuentes de emisión en la misma posición, eliminando los objetos cuya posición es la
misma y dejando un solo objeto correspondiente a la posición obtenida.
Con el parámetro de nombre del objeto se puede obtener los datos de propiedades del
objeto, usando nuevamente un código en SQL. Para nuestro estudio fueron necesarios
16
los parámetros de ı́ndices de color u, r, los flujos de Petrosian del 90% y el 50%
(petroR50 y petroR90). El código utilizado, que se muestra en el apéndice C, solicita
estos valores de forma individualpara los grupos de objetos de cada galaxia anfitriona,
no se solicita los datos de todos los objetos encontrados para evitar sobrecarga en la
solicitud de datos del servidor, sin embargo se crea un archivo con los datos de todas
las galaxias en la vecindad de las galaxias anfitrionas con los parámetros necesarios
para su estudio.
17
Caṕıtulo 5
Análisis y procesamiento de datos
5.1. Densidad de población de galaxias
El cálculo de la densidad en volumen se realizó mediante la relación δ = n/V , donde
n es el número de galaxias en la vecindad, V = 4/3πR3 es el volumen y R = 10h−1Mpc
el radio de la esfera. Los valores obtenidos fueron normalizados a un valor referencial de
200 galaxias por volumen, para separar entre grupos y cúmulos de galaxias [27]. Si los
valores de la densidad normalizada son mayores a 1, entonces nos referimos a un cúmulo
de galaxias y si son menores a 1,corresponde a un grupo de galaxias. Mostramos los
resultados en la Figura 5.1, donde además se muestra el valor promedio de la densidad
normalizada.
Podemos observar como resultado que existen 2 valores mayores a 1 y que 4 están
sobre el promedio de densidad, lo que indica, para la mayoŕıa de las regiones, densidades
bajas que corresponden a grupos de galaxias, pero aun con insuficientes datos para ser
un resultado altamente significativo.
18
Figura 5.1: Densidad normalizada de la población de galaxias en la vecindad de las galaxias anfi-
trionas de ráfagas de rayos gamma. El eje horizontal muestra el número correspondiente a la galaxia
anfitriona asociada a las ráfagas de rayos gamma citadas en el Apéndice A, y el eje vertical el resultado
de la densidad de ppblación. En verde se dibuja el valor promedio de la densidad que corresponde a
un valor menor a 1 [30]
5.2. Índices de Color
Usando los datos obtenidos del SDSS, calculamos el ı́ndice u−r para 1672 galaxias.
Se encontró que 0,12 < u − r < 12,9. Se divide el rango encontrado en pasos de
0,129, y luego se cuenta el número de objetos en cada intervalo y se calcula la fracción
que representan estos, dividiendo para el total de objetos. Los datos de fracción son
normalizados y representados en la Figura 5.2 como fracción vs u−r. La distribución de
los datos muestra un comportamiento bimodal por lo que, siguiendo el procedimiento
sugerido en este tipo de estudios [31] [32], se procede a separar los datos. Usamos el
valor u− r = 2,3 , para realizar el ajuste con curvas tipo gausinas de la forma:
f(x)a =
1√
2πσa
e
−(x−µa)
2
2σ2a
,(5.1)
f(x)r =
1√
2πσr
e
−(x−µr)
2
2σ2r
,(5.2)
donde σa, µa, σr y µr son las variables para realizar el ajuste. El ajuste de la curva se
realizó usando el programa GNUPLOT [30], cuyos resultados se resumen en el Cuadro
5.1, y el código de los ajustes se encuentran en el Apéndice D.
Los resultados muestran una alta superposición en cuanto a las curvas para galaxias
con tendencia al azul y galaxias con tendencia al rojo. Esto se puede observar debido a
19
Figura 5.2: Fracción versus ı́ndice u−r. En negro se dibuja la curva suavizada de los datos obtenidos
de la muestra. En azul la curva ajustada para valores u− r menores a 2,3 que corresponden a galaxias
con ı́ndice de color de tendencia al zul. En rojo la curva ajustada para valores u− r mayores a 2,3 que
corresponden a galaxias con ı́ndice de color de tendencia al rojo.[30]
los errores introducidos por intervalos del ı́ndice u− r en los cuales se tienen menos de
10 galaxias presentes, especialmente para valores mayores a 4,5. Sin embargo se puede
apreciar una mayor presencia de galaxias con tendencia al rojo.
Tendencia de color σ µ χ2 grados de libertad
azul 0.687976 2.12027 0.0018 14
rojo 0.322868 2.98137 0.0097 38
Cuadro 5.1: Resultados del ajuste de los datos para galaxias con tendencia de color al azul y al rojo,
se muestran los valores de las variables de ajuste σ y µ, y también el valor de χ2. El valor de χ2 es
mayor para la curva de ajuste de tendencia al rojo debido a que existen valores pequeños de fracción
para u− r mayor a 4,5
5.3. Índice de concentración inversa
El cálculo del ı́ndice de concentración inversa se realizó usando los datos obtenidos
del SDSS. Para calcular la fracción se considera el rango 0 < ici < 1, tomando pasos
de 0.0099. Se realiza el conteo de galaxias en cada rango y se normaliza estos valores.
Los datos normalizados se muestran en la curva suavizada de la Figura 5.3.
Como resultado se observa que las galaxias con valores menores 0,4 dominan la
muestra. En especial que los valores máximos se encuentran bajo el 0,34, lo que sugiere
que las galaxias en la vecindad de las galaxias anfitrionas de ráfagas de rayos gamma
son de preferencia de tipo tempranas.
20
Figura 5.3: Fracción versus ı́ndice de concentración inversa. Las galaxias tipo tempranas muestran
mayor presencia, siendo las que tienen valores menores del ı́ndice de concentración inversa.[30]
5.4. Comparación de resultados
Como se menciono en el Capitulo 3, en el Universo existen regiones de baja y alta
densidad de galaxias, estas regiones conocidas como regiones void y wall han sido
estudiadas de forma singular en el trabajo de F. Hoyle et all(2012) [32]. El método de
estudio presentado en este art́ıculo nos permite comparar las regiones de la vecindad de
galaxias anfitrionas de ráfagas de rayos gama con las regiones de baja y alta densidad,
usando el ı́ndice de color u− r y el ı́ndice de concentración inversa.
La Figura 5.4 muestra un gráfica fracción vs u − r. Respecto a la Figura 5.2, de
nuestro estudio, vemos que el ajuste de los datos muestran similitud con la región de
alta densidad (wall), ya que se encuentra mayor presencia de galaxias con tendencia al
rojo.
Cuantitativamente, el Cuadro 5.2 muestra los valores de los parámetros de ajuste.
La función usada para el ajuste de datos en el trabajo de comparación, es el mismo
que usamos en este estudio. Los datos muestran diferencias entre las tres regiones. Los
parámetros de ajuste encontrados, son más cercanos a los de galaxias con tendencia al
rojo. Por otra parte, existe una diferencia notoria, de los parámetros de ajuste, con las
galaxias con tendencia al azul.
El ı́ndice de concentración inverso, mostrado en la Figura 5.5, del tabajo de F. Hoyle
at all(2012), comparado con la Figura 5.3 de este estudio, muestra una clara diferencia
con la región de baja densidad y similitud con la región de alta densidad, dominada
por galaxias del tipo tempranas.
21
Figura 5.4: Fracción versus u − r, del estudio de F. Hoyle et all(2012). En esta se observa en ĺınea
continua negra los datos de la región de baja densidad (void), en ĺınea continua azul el ajuste para las
galaxias con tendencia al azul de la región de baja densidad (void), en ĺınea continua roja el ajuste
para galaxias con tendencia al rojo de la región de baja densidad (void),en ĺınea entre cortada negra
los datos de la región de alta densidad (wall), en ĺınea entre cortada azul el ajuste para las galaxias
con tendencia al azul de la región de alta densidad (wall), en ĺınea entre cortada roja el ajuste para
galaxias con tendencia al rojo de la región de alta densidad (wall)[32]
Región σa µa σr µr
Vecindad de galaxias anfitrionas 0.69 2.12 0.32 2.98
Baja densidad de galaxias(Void) 0.38 1.70 0.21 2.66
Alta densidad de galaxias(wall) 0.40 1.76 0.20 2.69
Cuadro 5.2: Se muestra el resultado de los parametros de ajuste de las curvas para galaxias con
tendencia al azul y con tendencia al rojo, para las regiones de la vecindad de galaxias anfitrionas de
ráfagas de rayos gamma, la región de baja densidad de galaxias (void) y la región de alta densidad de
galaxias (wall). Los datos son los obtenidos en este estudio, para la vecindad de galaxias anfitrionas, y
los del trabajo de F. Hoyle at all (2012) [32] en los otros dos casos. Los datos muestran mayor presencia
de galaxias con tendencia al rojo en la vecindad de galaxias anfitrionas, respecto a las regionesde baja
y alta densidad de galaxias.
22
Figura 5.5: Fracción versus ı́ndice de concentración inversa, del estudio de F. Hoyle. En esta se
observa en ĺınea continua negra los datos de la región de baja densidad (void) y en ĺınea entre cortada
azul los datos de la región de alta densidad (wall)[32]
23
Caṕıtulo 6
Conclusiones
Este trabajo logra describir la vecindad de las galaxias anfitrionas de ráfagas de
rayos gamma, encontradas en el catálogo del SDSS(DR12). Haciendo uso de la densidad
de galaxias en un volumen, ı́ndice de color u − r e ı́ndice de concentración inversa, se
ha mostrado las propiedades de las galaxias en la vecindad de una galaxia anfitriona y
estás se han comparado con regiones del Universo con baja y alta densidad de población
galáctica.
Los valores de densidad de población galáctica, alrededor de las galaxias anfitrionas
de ráfagas de rayos gamma, predicen en su mayoŕıa grupos de galaxias con un número
menor a 200 galaxias. Sin embargo, este resultado debe ser comprobado usando una
muestra mayor ya que usar 22 galaxias anfitrionas, conociendo que existe más de 300
reportadas, no representa con suficiente significancia una restricción, por lo que se su-
giere ampliar este estudio para confirmar los resultados, recordando que es el primer
estudio de este tipo para galaxias anfitrionas de ráfagas de rayos gamma.
El comportamiento bimodal de los datos, en el estudio de ı́ndice de color u− r, es
el esperado para cualquier región en el Universo. En nuestro trabajo se encontró una
mayor presencia de galaxias con tendencia al rojo, que supone la existencia de más
galaxias del tipo eĺıpticas en la vecindad de galaxias anfitrionas de ráfagas de rayos
gamma. Al comparar este resultado con las regiones de baja densidad de galaxias
(void), se muestra una gran diferencia puesto que en las regiones de baja densidad
dominan las galaxias con tendencia al azul. Esto excluye a las galaxias en regiones de
baja densidad galáctica como anfitrionas de ráfagas de rayos gamma. La vecindad de
galaxias anfitrionas muestra también diferencia con las regiones de alta densidad(wall),
los valores son más cercanos, sin embargo no lo suficiente para decir que se trata de
la misma región. Por lo que se concluye que las regiones donde una ráfaga de rayos
gamma a tenido lugar, son singulares en el Universo, en cuanto a la presencia mayor
de galaxias tipo eĺıpticas.
24
El resultado del ı́ndice de concentración inversa muestra mayor presencia de ga-
laxias tipo tempranas, estas galaxias se asocian también con aquellas de color rojo,
siendo consiste el resultado con el ı́ndice de color estudiado. Cuando comparamos con
las regiones de baja y alta densidad galáctica, se vuelve a observar diferencia en la
distribución de los datos. Se concluye aśı que la vecindad de galaxias anfitrionas de
ráfagas de rayos gamma, no corresponde a una de estas regiones en particular y que
son regiones singulares.
Como se menciono en el Capitulo 2, estudios previos muestran a las galaxias an-
fitrionas de ráfagas de rayos gamma como galaxias con tendencia al azul, por lo que
podemos decir que las regiones donde se ha detectado un evento de ráfaga gamma con-
tienen a la galaxia anfitriona de tipo espiral y azul, rodeada en su mayoŕıa por galaxias
con tendencia al rojo de tipo eĺıpticas. Siendo esto una restricción para buscar regiones
donde se pueden producir uno de estos eventos de alta enerǵıa.
Al encontrar a las galaxias anfitrionas de ráfagas de rayos gamma, fuera de las re-
giones t́ıpicas del Universo dominado por materia bariónica, haciendo referencia a las
regiones de baja y alta densidad, se muestra que las ráfagas de rayos gamma pueden
no estar correlacionados directamente con la materia bariónica y se podŕıa buscar la
presencia de materia no bariónica en estas regiones.
Se concluye que este estudio debe ser ampliado, usando mayor cantidad de datos,
debido a los ĺımites que este presenta en cuanto a el número de galaxias anfitrionas,
posición espacial de las galaxias y época de las galaxias. Esto podŕıa realizarse usando
datos de catálogos diferentes al del SDSS, que abarquen mayor parte del Universo.
También se sugiere ampliar el trabajo usando ĺıneas espectrales diferentes para mejo-
rar la caracterización de la vecindad de galaxias anfitrionas de ráfagas de rayos gamma.
Este estudio se ha realizado con un número grande de galaxias anfitrionas, 22 en
espećıfico, en comparación con trabajos donde se estudian a menos de 3 galaxias [6]
[33].Con este estudio se ha logrado comprender el comportamiento del Universo, en
las regiones donde el ambiente galáctico es favorable para la producción de una ráfaga
de rayos gamma, describiendo restricciones cuantitativas y cualitativas que mejoran
nuestra comprensión de las ráfagas de rayos gamma.
25
Apéndice A
Galaxias anfitrionas de ráfagas de
rayos gamma en el SDSS
N o Ráfaga gamma Corrimiento al rojo(z) tamaño angular (arcmin)
1 980425 0.0085 2541
2 111005 0.0133 1631.4
3 060218 0.0335 688.52
4 060614 0.1250 188.52
5 130702 0.1450 162.89
6 030329 0.1680 141.36
7 050509B 0.2248 107.55
8 120422 0.2826 86.89
9 130427 0.3399 73.26
10 090417B 0.3450 72.22
11 130603B 0.3568 70.23
12 061210 0.4095 61.88
13 020819B 0.4110 61.69
14 130831 0.4791 53.93
15 090424 0.5440 48.33
16 051221 0.5464 48.22
17 110106B 0.6180 43.49
18 050416 0.6528 41.5
19 070612 0.6710 40.57
20 090814 0.6940 39.53
21 991208 0.7060 38.98
22 980703 0.9660 30.55
26
Apéndice B
Código para obtener los objetos en
la vecindad de las galaxias
anfitrionas
El siguiente código selecciona los parámetros que se van a obtener, escribe la tabla
desde donde se obtendrán los datos, describe posición centro y diámetro angular de la
vecindad, condiciones para los parámetros (corrimiento al rojo z).
SELECT p.objID, p.ra, p.dec, p.z
FROM SpecPhoto as p, dbo.fgetNearByObjEq(293.7630,-52.8458,2570.86) n
where p.objid=n.objid and p.z¿-0.0015 AND p.zWarning=0 AND (p.class=’GALAXY’)
AND p.z¡0.0185
27
Apéndice C
Código para obtener los datos de
los objetos en la vecindad de las
galaxias anfitrionas
El siguiente código selecciona los parámetros que se van a obtener, en este caso las
usadas en el estudio, escribe la tabla desde donde se obtendrán los datos, escribe el
nombre de los objetos de los que se solicita los parámetros y las condiciones de estos.
select p.objid, p.ra, p.dec, p.u, p.r,p.petroR50 r,p.petroR90 r
from galaxy p
where p.objid=1237668731456587350 or
p.objid=1237668731993982880 or
p.objid=1237668758311077050
and (p.u BETWEEN 0 AND 30)
and (p.r BETWEEN 0 AND 30)
and p.type=3
28
Apéndice D
Código para GNUPLOT para
ajuste de curvas gaussianas
El código escribe la forma de la función a la que se ajustan los datos, en la segunda
ĺınea se especifica las variables para el ajuste.
f(x)=(exp(-(x-a)*(x-a)/(2*b*b)))/(sqrt(2*3.14*b))
fit f(x) ”datos.datü 1:2 via a,b
29
Referencias
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arXiv:astrp-ph/ 9810256v1, 2008.
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