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Espectroscoṕıa estelar sintética, aplicaciones
astrof́ısicas
Maŕıa Elizabeth Rojas Acosta
Bogotá 2015
Espectroscoṕıa estelar sintética, aplicaciones astrof́ısicas
Maŕıa Elizabeth Rojas Acosta
Universidad Nacional de Colombia
Facultad de Ciencias
Observatorio Astronómico Nacional
Bogotá
2015
Espectroscoṕıa estelar sintética, aplicaciones astrof́ısicas
Maŕıa Elizabeth Rojas Acosta
Trabajo de tesis de maest́ıa sometido como requisito para optar al t́ıtulo de Maǵıster en
Ciencias - Astronomı́a
Director:
Mario Armando Higuera Garzón
Universidad Nacional de Colombia
Facultad de Ciencias
Observatorio Astronómico Nacional
Bogotá
2015
Espectroscoṕıa estelar sintética, aplicaciones astrof́ısicas
Página de aceptación
Jurado
Jurado
Dr.Mario Armando Higuera Garzón
Director
Bogotá, 2015
iii Maŕıa E. Rojas A.
Espectroscoṕıa estelar sintética, aplicaciones astrof́ısicas
Vivimos en un universo cuya edad no podemos
calcular del todo, rodeado de estrellas cuyas
distancias de nosotros y entre ellas no podemos
conocer, llenos de materia que no somos
capaces de identificar, que opera según las leyes
de la f́ısica cuyas propiedades no entendemos
en realidad...
Bill Bryson- Historia de la Ciencia
iv Maŕıa E. Rojas A.
Espectroscoṕıa estelar sintética, aplicaciones astrof́ısicas
A mi famila, a mi madre y a aquel que todo lo
ve.
Bogotá, 2015
v Maŕıa E. Rojas A.
Índice general
Acrónimos 1
Introducción 3
1. Fundamentos de Espectroscoṕıa 6
1.1. Fundamentos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7
1.2. Espectros Astrof́ısicos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 11
1.3. Núcleos Activos de Galaxias . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 12
2. Sistema NGC6240 15
Sistema NGC6240 15
3. Código de Śıntesis Espectral 17
3.1. Modelo F́ısico - Matemático . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 18
3.2. Modelo Computacional . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 20
3.3. Bases Espectrales . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 21
3.3.1. Construcción de una Población Estelar Simple (SSPs) . . . . . . . . 21
3.3.2. Modelos de Poblaciones Estelares Simples . . . . . . . . . . . . . . 23
4. Extracción y Análisis de Espectros 28
4.1. Reducción . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 28
4.2. Caracterización . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 32
5. Espectroscoṕıa Sintética 34
5.1. Śıntesis espectral . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 34
5.2. Sustracción espectral . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 37
5.3. Caracterización espectral . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 39
vi
Espectroscoṕıa estelar sintética, aplicaciones astrof́ısicas
5.3.1. Clasificación de NGC6240 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 39
5.4. Propiedades f́ısicas de NGC6240 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 40
6. Conclusiones 43
Bibliograf́ıa . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 45
7. Anexos 51
ÍNDICE GENERAL vii Maŕıa E. Rojas A.
Índice de cuadros
1.1. Ĺıneas de absorción y emisión reportadas en la literatura. . . . . . . . . . . 12
3.1. Trayectorias Evolutivas usadas en BC03. Fuente: BC03. . . . . . . . . . . . 24
3.2. Bibliotecas de espectros estelares de BC03. Fuente: BC03. . . . . . . . . . 25
3.3. Diferentes calibraciones basadas BaSeL. Fuente: BC03. . . . . . . . . . . . 25
4.1. Resumen de las observaciones espectroscópicas de NGC6240. . . . . . . . . 28
4.2. Ĺıneas identificadas en la Zona I de NGC6240. . . . . . . . . . . . . . . . . 32
4.3. Ĺıneas identificadas en la Zona IV de NGC6240. . . . . . . . . . . . . . . . 33
5.1. Calidad del ajuste de Starlight. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 35
5.2. Ĺıneas de Emisión Zona I de NGC6240. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 39
5.3. Ĺıneas de Emisión Zona IV de NGC6240 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 40
5.4. Calidad del ajuste de Starlight. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 41
5.5. Porcentaje de formación estelar sintética de NGC6240 . . . . . . . . . . . . 41
5.6. Porcentaje de la metalicidad media en la śıntesis de NGC6240. . . . . . . . 42
7.1. Base N . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 57
7.2. Máscara General . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 59
viii
Índice de figuras
1.1. Representación de los procesos de emisión y absorción. . . . . . . . . . . . 7
1.2. Transiciones entre los niveles de enerǵıa. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 8
1.3. Representación gráfica de un perfil de ĺınea. . . . . . . . . . . . . . . . . . 10
1.4. Representación gráfica de FWHM (Ancho total a la mitad de la altura, por
sus siglas en inglés). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 11
1.5. Galaxia normal NGC224, fuente NED. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 13
1.6. Galaxia con núcleo activo MRK 0699, fuente SDSS. . . . . . . . . . . . . . 13
3.1. Espectros de SSPs del modelo BC03, Bruzual & Charlot 2003, para dife-
rentes metalicidades . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 27
4.1. Reducción espectral para el filtro Rojo, separación espacial fuente: Mario
A. Higuera G. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 29
4.2. Imagen fotográfica del HST de NGC6240. . . . . . . . . . . . . . . . . . . 30
4.3. Espectros reducidos del visible para NGC6240 . . . . . . . . . . . . . . . . 31
5.1. Ajuste espectral sintético de la formación estelar zona espectral I de NGC6240. 35
5.2. Ajuste espectral sintético de la formación estelar zona espectral IV de
NGC6240. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 36
5.3. Sustracción de la formación estelar zona espectral I de NGC6240. . . . . . 37
5.4. Sustracción de la formación estelar zona espectral VI de NGC6240 . . . . . 38
ix
Acrónimos
A & 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 & Terlevich
ChJA&A Chinese Astronomy & 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 (NASA/IPAC EXTRAGALACTIC DATABASE
NLR Near-infrared
NLSy1 Narrow-line Radio Galaxy
SB Starburst
1
Espectroscoṕıa estelar sintética, aplicaciones astrof́ısicas
SDSS Sloan Digital Sky Survey
SED Spectral Energy Distribution
SFR Star Formation Rate
Sy1 Seyfert 1
Sy2 Seyfert 2
ULIRG Ultraluminous Infrared Galaxy
ÍNDICE DE FIGURAS 2 Maŕıa E. Rojas A.
Introducción
El continuo generado por una fuente estelar o galáctica en un rango de longitudes de onda
entre 3500 Å a 6000 Å, presenta cambios en su forma al interactuar con una nube a me-
nor temperatura, como su propia atmósfera, en el caso estelar. Este proceso f́ısicamente
se atribuye a transiciones electrónicas donde los fotones que producen el continuo ceden
su enerǵıa, siendo en algunos casos la enerǵıa necesaria para que electrones de los átomos
presentes en la nube realicen transiciones a un nivel de mayor enerǵıa, generando aśı un
decaimiento en el continuo con la presencia de ĺıneas de absorción. Sin embargo, estos
no son los únicos procesos f́ısicos que pueden influir en el cambio del continuo de una
fuente; por ejemplo, en galaxias con un núcleo activo como huésped se presentan procesos
de excitación generados por la colisión de los átomos debidos a las altas temperaturas en
la vecindad del disco de acreción, generando un exceso de fotones que se venreflejados
con ĺıneas de emisión que se superponen en el continuo de la fuente en la dirección de
observación.
Al obtener el espectro de un núcleo activo, se posee información de la fuente fotoionizante
responsable del continuo, y sobre él la superposición de las ĺıneas de emisión. El problema
del espectro observado radica en la presencia de ĺıneas de absorción que, por su naturale-
za, provienen de la formación estelar de la zona circundante al núcleo y que contaminan
la información proveniente del núcleo activo. Se hace entonces necesario minimizar la
formación estelar de este espectro mediante modelos matemáticos de espectros estelares
semejantes a fin de sustraerlas del espectro original y tener solamente información de la
fuente.
Los modelos matemáticos que permiten determinar las propiedades f́ısicas (edad, meta-
licidad, e historia de la formación estelar) con base en el continuo y ĺıneas emitido por
una galaxia, consisten en reproducir un espectro integrador mediante la combinación li-
neal de espectros individuales de varias estrellas tomadas de una amplia libreŕıa (Sprinrad
3
Espectroscoṕıa estelar sintética, aplicaciones astrof́ısicas
& Taylor, 1970, Faber, 1972, Pritchet, 1977, Pickles, 1985). Modelos más recientes se ba-
san en dos métodos de śıntesis de población estelar. El primero de ellos es la Śıntesis de
Población Estelar Evolutiva (SPEE) que realiza una comparación de los datos de galaxias
con modelos estelares que siguen una ĺınea de tiempo, producidos por la combinación de
bibliotecas de evolución estelar, espectros estelares con función de masa inicial (FMI1) e
historia qúımica definida (Arimoto y Yoshii, 1987, Guiderdoni y Rocca-Volmerange, 1987,
Bressan et al., 1993, Fioc y Rocca-Volmerange, 1997, Vazdekis, 1999, Bruzual y Char-
lot, 2003, Le Borgne et al., 2003). El segundo método es la Śıntesis de Población Estelar
Semi-Emṕırica (SPESE), en la que se reproducen el continuo, las ĺıneas de emisión y las
ĺıneas de absorción con la combinación lineal de sistemas simples de observaciones de alta
resolución con caracteŕısticas conocidas como metalicidad, masa y edad (Bica, 1988, Pe-
lat, 1997, Cid Fernandes et al., 2001, Moultaka et al., 2004) y avances teóricos (Prugniel
& Soubiran, 2001, Le Borgne et al., 2003, Bruzual S.Charlot, 2003, Bertone et al., 2004,
González Delgado et al., 2004), reunidas en librerias las de como Vazdekis, (1999), y Le
Borgne et al., (2004), entre otras.
Los dos métodos se apoyan también en el tipo de datos analizados; por ejemplo, existen
análisis por colores (Wood, 1966), por anchos equivalentes en la ĺınea de absorción, por
ı́ndice espectral (Worthey, 1994, Kauffmann et al., 2003) y por caracteŕısticas de emisión
tanto estelar como nebular (Leitherer et al., 1995, Schaerer & Vacca, 1998, Mas-Hesse &
Kunth, 1991, Kewley et al., 2001).
Un resultado claro de la sintésis espectral en el óptico es la historia y evolución de la
formación estelar de las galaxias tipo ULIRG2 que para el caso del sistema en colisión
Arp220, fue obtenida mediante el código Starlight (Cid Fernandes et al., 2005) y pos-
teriormente confirmada con el código Confit (Tadhunter et al., 2005, Rodŕıguez Zauŕın
et al., 2007) y la obtención de un chi-cuadrado χ2 entre las observaciones y los modelos
de poblaciones estelares simples (J. Rodŕıguez Zauŕın et al., 2008). Con la obtención de
la śıntesis de la población estelar del sistema Arp220, fue posible clasificar la población
estelar dominante en la región nuclear del sistema y confirmar con la literatura el origen
de la gran luminosidad de las ULIRG asociada a la interacción entre galaxia y galaxia.
El trabajo de J. Rodŕıguez Zauŕın motiva a realizar una investigación orientada ahora a
galaxias tipo LIRGs3 del universo local (z ≤ 0,2), como el sistema en fusión NGC6240
que tiene una luminosidad de 3, 5 × 1011 L� en el infrarrojo (Yun & Carilli, 2002), y es
catalogado como un núcleo activo (DePoy et al., 1986).
1Función de Masa Inicial es una función de prueba que permite calcular cuanta masa puede tener una
estrella.
2Galaxias ultraluminosas infrarrojas (ULIRGs) Untraluminous Infrared Galaxies, con luminosidad
LIR > 10
12L�.
3Galaxias luminosas infrarrojas (LIRGs) Luminous Infrared Galaxies con luminosidades entre LIR =
1011 − 1012L�.
ÍNDICE DE FIGURAS 4 Maŕıa E. Rojas A.
Espectroscoṕıa estelar sintética, aplicaciones astrof́ısicas
El objetivo de este trabajo consistió en recalibrar las ĺıneas de emisión de los espectros
del sistema NGC6240, que se encuentran contaminadas por las ĺıneas de absorción pro-
venientes de la formación estelar, de los espectros obtenidos por Rosa Gomez Delgado,
investigadora adscrita al Instituto Astrof́ısico de Andalucia (IAA), mediante la obtención
sintética de la componente estelar utilizando el código de śıntesis espectral Starlight y
bases espectrales de Bruzual & Charlot. Para desarrollar este trabajo, se llevó a cabo una
revisión de los fundamentos de la espectroscoṕıa los cuales están descritos en el primer
caṕıtulo de este trabajo, una caracterización del objeto con base en los reportes de la
liteartura, caṕıtulo dos, y un análisis de la lógica del código de śıntesis espectral Starlight
a fin de encontrar los espectros que mejor reproducen el espectro original de NGC6240,
utilizando la biblioteca BC03, caṕıtulos tres y cuatro.
Una vez se definió la base y la estructura del código se realizó una reducción del espectro
original, obteniendo un espectro caracterizado para las seis zonas más cercanas al núcleo
activo y utilizadas como espectros de entrada en el código Starlight. Para cada una de las
zonas fue posible obtener el espectro sintético de la población estelar permitiendo carac-
terizar la formación estelar y a su vez recalibrar las ĺıneas de emisión en sus flujos, luego
de la sutracción de la componente estelar sintética de cada zona del sistema NGC6240.
ÍNDICE DE FIGURAS 5 Maŕıa E. Rojas A.
CAṔITULO 1
Fundamentos de Espectroscoṕıa
La constante agitación de los átomos y moléculas al interior de materia que se encuentra
a una temperatura superior a 3K, ocasiona que ésta emita radiación térmica, aśı, cuando
un cuerpo se encuentra a una temperatura mayor que la temperatura de su entorno éste
se enfriará muy rápido debido a que la enerǵıa de emisión (del cuerpo) es mayor que la
enerǵıa de absorción (su entorno), este proceso ocurre hasta que se alcanza el equilibrio
térmico con el medio. La radiación emitida se puede analizar mediante el uso de un es-
pectrómetro, el cual permite estimar la temperatura de un cuerpo, y la composición de
frecuencias de la radiación térmica emitida. Esta técnica se denomina espectrometŕıa.
La información que se obtiene del estudio espectroscópico permite clasificar los cuerpos
según las caracteŕısticas de la emisión que recibe un receptor en la dirección de observa-
ción. En la figura 1.1, se puede observar que a medida que el espectro descrito en la ley de
cuerpo negro de Planck viaja por el medio, se presentan alteraciones en su forma según
la dirección de observación, es aśı como para un observador A, el continuo que proviene
de un objeto al atravesar un medio de menor temperatura, presenta una disminución en
la intensisdad de la radiación en la longitud de onda asociada a la transición electrónica,
generando lo que se conoce como ĺınea de absorción; mientras que un observador en la
dirección B, recibe una intensidad de radiación en una longitud de onda espećıfica aso-
ciada a una transición electrónica debida a la emisión de un fotón, reflejado en lo que se
conoce como ĺınea de emisión. Ambos procesos permiten interpretar las caracteŕısticas
del elemento qúımico que se encuentra en el medio: atmósfera o nube interestelar.
En el presente caṕıtulo se presenta una breve revisión de los conceptos inherentes a la
espectroscoṕıa observacional.
6
Espectroscoṕıaestelar sintética, aplicaciones astrof́ısicas
En+1 
En 
 
I() 
 
I() 
 
I() 
Estrella A 
B 
Figura 1.1: Representación de los procesos de emisión y absorción.
1.1. Fundamentos
Espectro Continuo: Representa la intensidad de radiación de un cuerpo con relación
a la longitud de onda. El comportamiento de la radiación fue descrito por Planck
en 1900 como la radiación de cuerpo negro:
ρT (ν)dν =
8πν2
c3
hν
ehν/κT − 1
, (1.1)
donde ρT (ν) es el número de fotones por unidad de volumen existente entre la
frecuencia ν y ν + dν, h es la constante de Planck h = 6,63 × 10−34 J×s, κ la
constante de Boltzmann κ = 1, 38 × 10−23J/K, ν la frecuencia y T la temperatura
absoluta y c la velocidad de la luz.
En esta descripción, la enerǵıa está cuantizada, es decir, los átomos y las moléculas
solo pueden tener unidades discretas de enerǵıa E = hν, y cada valor de enerǵıa
representa un estado cuántico diferente. Átomos y moléculas emiten o absorben
enerǵıa en paquetes discretos también llamados fotones, los cuales son emitidos
cuando cambian de estado cuántico.
Transición electrónica: Proceso responsable del cambio de estado cuántico de un
átomo o mólecula. El estado cuántico más bajo, puede ser el fundamental y los
estados cuánticos altos, los estados excitados. Entonces, una transición electrónica
1.1. FUNDAMENTOS 7 Maŕıa E. Rojas A.
Espectroscoṕıa estelar sintética, aplicaciones astrof́ısicas
de un estado cuántico menor a un estado mayor está asociado a una absorción
de un fotón que produce la ĺınea de absorción sobre el continuo. Sin embargo, el
estado de excitación por lo general es de corta duración, produciendo una transición
electrónica en sentido contrario, de un estado cuántico mayor a uno de estado menor,
produciendo la emisión de un fotón asociada a la desexcitación y vista con una ĺınea
de emisión en una dirección arbitraria, figura 1.2.
 
Estados 
excitados 
Estado Fundamental
Absorción 
E
Emisión 
Figura 1.2: Transiciones entre los niveles de enerǵıa.
Perfil de Ĺınea: Es el nombre que recibe la ĺınea espectral que observacionalmen-
te no es infinitamente delgada sino que presenta un ensanchamiento que f́ısica y
matemáticamente se explica a partir de:
1. Ensanchamiento natural, relacionado con el principio de incertidumbre de Hei-
senberg, ∆E∆t = ~, donde ~ es la simplificación de h
2π
siendo h la contante de
Planck.
El Ensanchamiento natural es la medida de la enerǵıa correspondiente a una
transición en un tiempo t. Matemáticamente se expresa como:
∆λ ≈ λ
2
2πc
(
1
∆ti
+
1
∆ti
)
. (1.2)
donde el diferencial enerǵıa es Efoton = hc/λ, siendo c la velocidad de la luz,
se considera del orden de 10−6Å.
1.1. FUNDAMENTOS 8 Maŕıa E. Rojas A.
Espectroscoṕıa estelar sintética, aplicaciones astrof́ısicas
2. Ensanchamiento Doppler, debido a que en la nube de gas algunos átomos se
alejan y otros se acercan al observador, la contribución total de radiación se
puede desplazar al rojo y al azul como consecuencia del movimiento del gas en
rotación, y se conoce como corrimiento al rojo (y al azul) z, definido aśı:
z =
λobservada − λemitida
λemitida
=
∆λ
λemitida
= ±|vr|
c
,
donde vr es la velocidad radial en términos de la velocidad más probable en la
distribución de Maxwell- Boltzman, asociada a la temperatura local (T ) como:
vr =
√
2κT
m
,
siendo κ la constante de Boltzmann y m la masa. Por tanto el ancho de la ĺınea
se ve ensanchado matemáticamen aśı:
∆λ =
2λemitida
c
√
2κT
m
. (1.3)
3. Ensanchamiento colisional, asociado a la interacción de los átomos que se en-
cuentran sometidos a altas presiones, donde los niveles energéticos son altera-
dos por los iones o electrones del ambiente ampliando la ĺınea debido a la alta
probabilidad de choque con átomos adyacentes. Tal ensanchado está dado por:
∆λ =
λ2
c
ησ
π
√
2κT
m
, (1.4)
donde 1
ησ
es trayectoria libre media para colisiones.
Entonces una transición electrónica se presenta en un intervalo de frecuencias
ν = ∆E
h
, donde la intensidad de radiación vaŕıa en la vecindad de una frecuen-
cia central ν0 y se describe a través de una función de probabilidad mediante
un perfil de Lorentz o un perfil Gaussiano, figura 1.3.
Ancho equivalente (Wλ): es el ancho medido en Å de una caja rectangular que
contiene un área igual a la contenida por un perfil de ĺınea espectral, ó, el área
medida entre el nivel del continuo, normalizado a la unidad con referencia cero.
Wλ =
∫
fo(λ)− fc(λ)
fc(λ)
dλ, (1.5)
donde fc(λ) es el flujo del continuo y fo(λ) es el flujo observado; medido en Å, (figura
1.4).
1.1. FUNDAMENTOS 9 Maŕıa E. Rojas A.
Espectroscoṕıa estelar sintética, aplicaciones astrof́ısicas
F (υ)υο
In
te
ns
id
ad
 d
e 
ra
di
ac
ió
n 
φ(
υ)
Perfil de Lorentz
Perfil Gaussiano
Figura 1.3: Representación gráfica de un perfil de ĺınea.
Ancho total a la mitad de la altura (FWHM, por sus siglas en inglés): es el ancho
medido a la mitad de la altura entre el continuo y el máximo del perfil de ĺınea y se
miden en en Å, figura 1.4.
Flujo Instantáneo: es la enerǵıa por unidad de tiempo que atraviesa un área dS;
obtenida al integrar la densidad de flujo espectral en todas las frecuencias posibles,
F =
∫ π
2
0
∫ 2π
0
I cos θ sen θdθdφ = πI, (1.6)
siendo I la intensidad total emitida uniformemente en todas las direcciones. Una
unidad de medida son los Janskys (10−26 W m−2 Hz−1).
Luminosidad: Se define como la enerǵıa por unidad de tiempo emitida por una fuente
luminosa en todas las direcciones, es decir, en un ángulo sólido de 4π esteroradianes.
En una radiación isotrópica la luminosidad se expresa como:
L = 4πR2F. (1.7)
donde F es la densidad de flujo que pasa a través de una superficie que rodea la
fuente luminosa a una distancia R, por segundo; su unidad de medida son ergs s−1.
El término 4π R2 corresponde al área superficial de la fuente luminosa obtenida de
derivar el volumen de la esfera con respecto al radio.
1.1. FUNDAMENTOS 10 Maŕıa E. Rojas A.
Espectroscoṕıa estelar sintética, aplicaciones astrof́ısicas
FWHM 
F/2 
F 
𝜆[Å] 0 
𝐹𝜆 
W 
0 
FWHM 
Figura 1.4: Representación gráfica de FWHM (Ancho total a la mitad de la altura, por
sus siglas en inglés).
Luminosidad Espećıfica: es la enerǵıa en una frecuencia ν, emitida por una fuente
por segundo.
Lν = 4πR
2Fν . (1.8)
1.2. Espectros Astrof́ısicos
El espectro de una estrella o una galaxia, contiene un continuo proveniente de la fuente y
un espectro de ĺıneas superpuesta sobre él, proveniente de las nubes en la vecindad de la
fuente. Todas las caracteŕısticas f́ısicas de estas nubes, se adquieren con la interpretación
de las propiedades de las ĺıneas. En el cuadro 1.1 se encuentran registradas las ĺıneas de
emisión y absorción más reportadas en la literatura con sus longitudes de onda espećıficas,
en ellas sobresalen las ĺıneas de hidrógeno (serie de Balmer), ĺıneas de helio neutro, ĺıneas
de hierro, doblete hidrogeno, ĺınea de calcio ionizado (K) y la ĺınea del calcio neutro, entre
otras.
En la figura 1.5 se observa el espectro de la galaxia NGC224, catalogada como una ga-
laxia normal, (Peimbert, M., & Torres-Peimbert, S., 1981, Shuder, J. M., Osterbrock, D.
E.,1981 y Filippenko, A. V., & Sargent, W. L. W., 1988) en donde es posible encontrar
ĺıneas anchas en las ĺıneas de Hα y Hβ asociadas a la alta velocidad del gas de la zona
central.
1.2. ESPECTROS ASTROFÍSICOS 11 Maŕıa E. Rojas A.
Espectroscoṕıa estelar sintética, aplicaciones astrof́ısicas
Ĺınea λ [Å] Ĺınea λ [Å]
[O II] 3726.032 [O III] 4958.900
He I 3820.000 [O III] 5006.840
[NeIII] 3868.760 C-C 5165.000
K Ca-II 3933.000 Fe II 5197.570
H Ca-II 3968.000 [O I] 6300.304
HeI 4026.000 [O I] 6363.776
[S II] 4068.600 [N II] 6548.050
Fe II 4178.862 Hα 6562.819
Hδ 4101.740 [N II] 6583.460
Hγ 4340.471 [S II] 6716.440
Hβ 4861.300 [S II] 6730.810
Cuadro 1.1: Ĺıneas de absorción y emisión reportadasen la literatura.
1.3. Núcleos Activos de Galaxias
Las galaxias con un núcleo activo (AGNs, por sus siglas en inglés), son aquellas galaxias
que contienen una fuente central muy compacta, altamente luminosa y emisoras de un
continuo de gran cantidad de enerǵıa y la presencia de intensas ĺıneas de emisión. El mode-
lo que mejor describe las caracteŕısticas observadas en los AGNs, es el Modelo Unificado,
en donde se plantea que cada AGN contiene un agujero negro supermasivo en la reǵıon
central (M & 109M�) y un disco de acreción, fuente del intenso continuo radiado. Más
distante existe una región a la cual se le asocia la emisión de ĺıneas denominada región de
ĺıneas anchas (BLR; con vFWHM > 100Km/s) y mas distante una región de ĺınea delgadas
(NLR, con vFWHM < 100Km/s), rodeando un toro oscurecedor.
Existen diferentes tipos de AGNs debido al registro de emisión, entre los que sobresalen:
Galaxias Seyfert: Objetos que presentan un núcleo brillante, con ĺıneas de emisión
producidas por átomos en un amplio rango de ionización. Un análisis espectral per-
mitió categorizar estos AGNs en dos tipos: Seyfert tipo 1 en donde se observan ĺıneas
de emisión anchas y Seyfert tipo 2 en donde se observan ĺıneas de emisión estrechas,
estas galaxias se identifican según la orientación de observación.
Quasars: AGNs que debido a sus distancias se observan como objetos muy brillantes
con halos difusos, estas son galaxias t́ıpicas en los primeros estad́ıos del universo
aunque se encuentren también en el universo local.
1.3. NÚCLEOS ACTIVOS DE GALAXIAS 12 Maŕıa E. Rojas A.
Espectroscoṕıa estelar sintética, aplicaciones astrof́ısicas
 
F λ
[1
0-
14
cm
-2
s-
1 Å
-1
]
0
2
4
6
8
 
λ[Å]
3.500 4.000 4.500 5.000 5.500
NGC224
Figura 1.5: Galaxia normal NGC224, fuente NED.
LINERs: (del inglés Low-Ionization Nuclear Emission-line Region), estas galaxias
son de baja luminosidad y sus espectros se asemejan a una t́ıpica galaxia Seyfert 2.
En la figura 1.6 se presenta un espectro caracteŕıstico de un núcleo activo, en él se puede
observar que el continuo no responde a la ley de cuerpo negro y que además la intensidad
de las ĺıneas de emisión es superior a la intensidad de las ĺıneas de absorción.
 
F λ
[1
0-
17
cm
-2
s-
1 Å
-1
]
0
500
1.000
1.500
λ[Å]
4.000 5.000 6.000 7.000
Mkr699
Figura 1.6: Galaxia con núcleo activo MRK 0699, fuente SDSS.
En algunas galaxias con núcleos activos, también es posible encontrar intensa formación
estelar en la vecindad del AGN o en los brazos de la estructura huésped. Esta actividad
de formación incrementa la emisión en el infrarojo de manera que también se pueden
clasificar como:
1.3. NÚCLEOS ACTIVOS DE GALAXIAS 13 Maŕıa E. Rojas A.
Espectroscoṕıa estelar sintética, aplicaciones astrof́ısicas
LIRGs, Galaxias Luminosas en el Infrarrojo (por su siglas en inglés Luminous In-
frared Galaxies), con luminosidades L ∼ 1011L�
ULIRGs, Galaxias Ultra Luminosas en el Infrarrojo (por su siglas en inglés, Ultra
Luminous Infrared Galaxies), presentan luminosidades L > 1012L�
Starburst, galaxias que presentan una tasa de formación estelar muy alta en un corto
periodo de tiempo de la galaxia.
1.3. NÚCLEOS ACTIVOS DE GALAXIAS 14 Maŕıa E. Rojas A.
CAṔITULO 2
Sistema NGC6240
NGC6240 (IC4625, UGC10592, MCG00-43-004, VV617, Psk1650+024) es un par inte-
ractuante, entre una galaxia eĺıptica y una galaxia ultraluminosa (IRAS 16504 0228),
Fosbury & Wall, (1979), con dos núcleos en la región central, Fried & Schulz, H. (1983).
Se encuentra a una distancia de 98 Mpc, con ascensión recta en 16h 52m 58,9s y declina-
ción +02◦ 24
′
03
′′
, desplazandose con una velocidad promedio de 7339 km s−1.
La morfoloǵıa del sistema presenta una alteración debida a la interacción; sin embargo,
Schulz et al., (1993), detecta por primera vez la presencia de dos núcleos en la región cen-
tral, que según las imágenes en el rojo de Dopita, M. A. et al., (2002), presentan fuertes
colas de marea asociadas a la fusión, hecho que llevó a catalogarla como un sistema de
morfoloǵıa compleja. Observaciones en el óptico han establecido que la separación entre
los dos núcleos es de aproximadamente 1,6
′′
(0,8 kpc), (Scoville, N.Z. et al., 2000), en
sentido norte-sur, siendo el núcleo sur el más brillante, mientras que observaciones en
radio, calculan una separación de 1.4
′′
, (Carral, Turner, & Ho, 1990), con una velocidad
de dispersión entre ellos de 229 km s −1 (Tecza et. al., 2000, Genzel et al., 2001).
El sistema NGC6240 posee una metalicidad aproximada de una décima solar, (Oliva &
Origlia, 1998), y es una fuente infrarroja ultraluminosa, en donde el 99 % de la lumino-
sidad es bolométrica en el infrarrojo, (Wright et al., 1984, Soifer et al., 1984), con una
luminosidad aproximada de 3, 5× 1011 L�, (Yun & Carilli, 2002), de donde se estima que
en un 50 % a 75 % es proveniente de un starburst, (Genzel et al., 1998., Rigopoulou et
al., 1999, Laurent et al., 2000, Lutz et al., 2003), mientras que el restante 25 % o 50 %
proviene de la luminosidad del núcleo activo, (Komossa et al. 2003, Iwasawa & Comastri,
1998, Vignati et al., 1999, Iwasawa 1999, Matt 1999), derivado de los análisis en rayos X
en la ĺınea de emisión de FeK a 6,4 keV para ambos núcleos y en la emisión del continuo
15
Espectroscoṕıa estelar sintética, aplicaciones astrof́ısicas
a 100 keV.
Un análisis del espectro en el óptico muestra una fuerte emisión en la ĺınea de [O III]
y una debil emisión en la ĺınea [O II] en el núcleo sur, que se contrasta con una debil
emisión en la ĺınea [O III] y una fuerte emisión en la ĺınea de [O II] del núcleo norte,
Barbieri, C. et al. (1993). El espectro de NGC 6240 se destaca además por la relación
entre la ĺıneas de emisión del hidrógeno molecular y la emisión de [Fe II] en 1,64 micras,
(Becklin et al., 1984, Rieke et al., 1985, DePoy et al., 1986), siendo la emisión de Hα más
fuerte al noroeste de la galaxia, en contraste con la emisión en el rojo al norte y al oeste
del sistema. El continuo puede ser descrito por modelos de absorción, con una instensidad
aproximada de 650 mJy, (Van Driel W.et al., (2000)), debida a la emisión nuclear directa
(Vignati et al., 1999, Netzer et al., 1998).
Los estudios en el óptico muestran que la emisión de Hα se puede ver afectadas por la
absorción asociada a la formación estelar, este hecho se refleja en la clasificación para
este sistema dentro de la taxonomı́a de las galaxias activas, ya que que su espectro se
puede clasificar como el de una galaxia con una región nuclear emisora de baja ionización
(LINER) o Seyfert 2, (Kewley et al., 2001, Goldader et al., 1997a, 1997b, Kim et al., 1995,
Veilleux et al., 1995).
Existen varios estudios espectroscópicos del infrarrojo (IR) en la literatura (Doyon et al.,
1994, Lester et al., 1994), que muestran diferencias en la naturaleza de la población estelar,
se considera que la población 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 absorción en OH, Baan et. al., (1985, 1992), en donde
alrededor de la mitad del flujo se concentra en una gruesa estructura de disco ubicada
entre el IR y el radio, con una velocidad de 800 km s−1 y un ancho total de ĺınea de 1.400
km s−1, que revelan la complejidad de la dinámica de gases en este sistema debida a la
gran pérdida de masa que se aproxima a 500 M� año
−1.
Las recientes observaciones de NGC6240 realizado por el Satélite Chandra, permitieron
investigar el difuso halo galáctico, gracias a la emisión de rayos X blandos en una región
de 110 × 80 kpc, donde el gas tiene una temperatura aproximada de 7,5 millones de
Kelvin, con una densidad estimada de 2,5 × 10−3cm−3, una masa total de 1010M�, una
luminosidad de 4 × 1041erg s−1 y una metalicidad menor a 0, 1Z�. Un análisis espectral
espacialmenteresuelto revela variaciones en la emisión en Hα, lo que implica un enri-
quecimiento uniforme por parte de las supernovas de tipo II. La evidencia observacional
apunta al aumento de la formación de estrellas dentro de una gran abundancia de gas,
Emanuele Nardiniet. al., (2013).
16 Maŕıa E. Rojas A.
CAṔITULO 3
Código de Śıntesis Espectral
Los astrónomos han desarrollado algunos métodos para obtener información sobre la com-
posición de las estrellas y galaxias. Uno de ellos es el análisis e interpretación de los estados
electrónicos de los iones, átomos y moléculas de las atmósferas de las estrellas y medio in-
terestelar pertenecientes a una galaxia, los cuales son reproducidos matemáticamente a fin
de obtener espectros integrados que reconstruyen el espectro sintético de la galaxia. Hoy
se tienen dos escuelas que describen la llamada śıntesis de población estelar: Evolutiva y
Semi-empiŕıca. En la primera escuela, la śıntesis se obtiene al reproducir un biblioteca de
espectros a partir de condiciones f́ısicas hipotéticas, como historia de formación estelar,
evolución qúımica y función de masa inicial; sin embargo, hay incertidumbre sobre las con-
diciones f́ısicas reales de cada biblioteca. En la segunda escuela, la śıntesis es el resultado
de una combinación lineal de espectros de estrellas y/o aglomerados, con incertidumbre en
la capacidad de las bases estelares para reproducir las condiciones diversas de las galaxias,
Gómes, (2005).
El Dr. Roberto Cid Fernandes desarrolló en 2005 un código de śıntesis mediante el al-
goritmo Metropolis-Markov llamado Starlight Spectral Synthesis Code -Starlight, el cual
combina linealmente elementos de bases estelares construidas a partir de observaciones y
elementos de bases de poblaciones estelares simples teóricas con edad, metalicidad y masa
desarrolladas por Bruzual & Charlot, (2003). En este caṕıtulo se presenta la configuración
de las propiedades f́ısicas, matemáticas y computacionales del código Starlight.
17
Espectroscoṕıa estelar sintética, aplicaciones astrof́ısicas
3.1. Modelo F́ısico - Matemático
En la śıntesis espectral, el espectro de una galaxia se compone de una combinación lineal
de espectros de poblaciones estelares dentro de un espacio finito ξN?, con N? componentes
y elementos Lj(λ) (j = 1, ..., N?). Cada Lj es un espectro que depende de la población
estelar en un intervalo de longitud de onda λ. La ecuación principal del modelo de śıntesis
espectral es:
M(λ) =
N?∑
j=1
xjLj(λ), (3.1)
donde xj es el coeficiente de expansión y M(λ) es el espectro modelado de salida. La
ecuación 3.1 puede expresarse como:
M(λ)
M(λ0)
=
N?∑
j=1
xj
(
Lj(λ)
Lj(λ0)
)
, (3.2)
donde se introduce la condición de normalización
∑N?
j=1 xj = 1, que se cumplirá en la
longitud de onda λ0. Además es posible interpretar que:
M(λ): es el espectro modelo de prueba, que a diferencia del espectro observado O(λ),
puede consistir de únicamente ĺıneas de absorción y un continuo.
λ0: es la longitud de onda normalizada, M(λ0) y Lj(λ0), son los valores del modelo
y espectro de la población estelar j en λ0. Para este caso se considera λ0 = 4020 Å.
xj: es el flujo monocromático de la componente j en λ0 en el espacio ξN? con extinción
AV . Al conjunto
−→x ≡ (x1, ..., xN?) se llama el vector de población e indica en la
práctica la fracción de luz debido a cada elemento N?. Por lo general, esto no suma
el 100 % de la contribución de luz.
Lj(λ): es la población estelar j del espacio ξN?, que comprende un elemento de la
base. Cada uno corresponde a una caracteŕıstica astrof́ısica bien definida (edad (tj),
metalicidad (Zj)), asociada a Lj medida en unidades L� Å
−1 M�.
Para hacer un análisis funcional, con el objeto de encontrar las relaciones del coeficiente xj,
es necesario una interpretación matemática de los dos primeros items y una interpretación
f́ısica de los dos últimos, aśı:
1. Producto Interno: como las funciones del espacio ξN? son anaĺıticas, es necesario
garantizar que éstas cumplan una relación de ortogonalidad y ortornormalidad en
un intervalo [a, b] con respecto a una función de peso ε(λ), es decir,
(Lm(λ), Ln(λ)) =
∫ b
a
Lm(λ)× Ln(λ)× ε(λ)dλ = Cmnδmn
3.1. MODELO FÍSICO - MATEMÁTICO 18 Maŕıa E. Rojas A.
Espectroscoṕıa estelar sintética, aplicaciones astrof́ısicas
donde δmn es el delta de Kronecker y Cmn es una constante; entonces, si δmn es 1
para todos los m y n, se dice que el conjunto es ortonormal. Por tanto
N?∑
j
xj = 1 (3.3)
2. Extinción: no se tiene en cuenta en el modelo. Se sabe que la luz al atravesar
un medio interestelar de gas o polvo presenta fenómenos de absorción o dispersión,
causando el llamado enrojecimiento del espectro, el cual debe ser previamente co-
rregido.
3. Dispersión de velocidad: es un proceso f́ısico debido a la dinámica estelar y está
relacionado con el corrimiento Doppler. Aśı, el efecto neto será el ensanchamiento de
las ĺıneas de absorción en el espectro observado (Oλ), efecto que debe ser corregido
previamente.
Incorporando las anteriores consideraciones, la ecuación 3.2 para un modelo f́ısico resulta:
M(λ)
M(λ0)
=
N?∑
j=1
xj
(
Lj(λ)
Lj(λ0)
)
r(λ)⊗G(v?, σ?) (3.4)
donde
r(λ) ≡ 10−0,4(Aλ−Aλ0 ) es el término de extinción. Aλ es la extinción del polvo en la
longitud de onda λ y Aλ0 es el enrojecimiento en la longitud de onda normalizada
λ0. En este trabajo, se asume que la curva de extinción es similar a la de nuestra
galaxia, por eso se utilizará la ley de extinción de Cardelli et al., (1989). Además se
asume que todas las componentes estelares, es decir, cada elemento de la base, sufre
el mismo enrojecimiento AV .
G(v?, σ?) es una distribución gaussiana de velocidades centrada en v? con amplitud
de dispersión σ?. Los espectros de base (L1(λ), ..., LN?) son convolúıdos
1 (śımbolo
⊗.) con G(v?, σ?) para tener el ancho de las ĺıneas de absorción y emisión de M(λ)
debidos a la cinemática estelar.
1La convolución transforma un espectro F (λ) a un espectro I(λ) dado por:
I(λ) =
∫ +∞
−∞
F
(
λ′ =
λ
1 + v/c
)
G(v; v?, σ?)dv (3.5)
3.1. MODELO FÍSICO - MATEMÁTICO 19 Maŕıa E. Rojas A.
Espectroscoṕıa estelar sintética, aplicaciones astrof́ısicas
3.2. Modelo Computacional
La herramienta computacional que permitió realizar los cálculos con la ecuación 3.4, se
encuentra disponible en www.starlight.ufsc.br. El código realiza una descomposición de
un espectro observado O(λ), sobre una base de espectros de poblaciones estelares simples,
como una combinación lineal, encontrando el mejor ajuste de M(λ) con relación a O(λ).
El ajuste a O(λ) se realiza a través de la técnica, derivada de la mecánica estad́ıstica,
conocida como Simulated Annealing, utilizada para encontrar los parámetros mı́nimos
mediante el algoritmo Metropolis - cadenas de Markov.
χ2 ≡ χ2 (−→x ,M(λ0), Av, v?, σ?)) =
λf∑
λi
(O(λ)−M(λ))2 ω(λ)2 (3.6)
donde ω(λ)2 = e−1λ es la función de peso expresada como la mascara/error en cada λ,
siendo cero para las longitudes de onda con flujos falsos o ĺıneas enmascardas, λi es la lon-
gitud de onda inicial y λf la longitud final de la suma en la función de χ
2, Cid Fernandes
et al., (2004).
El ajuste se realiza en cuatro etapas:
1. Primeros ajustes (First Fits FF): Hace un amplio barrido del espacio de parámetros:
Programa de enfriamiento: el algoritmo pasa a través de la base N disminu-
yendo la temperatura, iniciando desde la más caliente hasta un valor mı́nimo
de temperatura definido en el archivo de configuración, siguiendo la función
de probabilidad de Boltzmann y utilizando el criterio Metropolis planteado en
Cid Fernandes et al., (2004b).
Adaptación de la función peso: Ajusta el peso de forma dinámica según la
eficiencia de las temperaturas aceptadas, Cid Fernandes et al., (2004b).
Criterios de convergencia: centralizado en el valor adimensional, el cual da
cuenta de la convergencia de las cadenas asociado a cada elemento de la base,
Gelmany Rubin et al., (1992).
Parámetros cinemáticos: 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 & Refit): permite comprobar el peso asignado a cada punto res-
pecto al espectro de entrada, estableciendo el NSIGMA de ajuste.
3. Apropiación (Burn-In): es considerada la última etapa de Starlight, ya que toma
todas las cadenas de Markov, construidas en el paso anterior, que tengan mayor
peso para encontrar aśı el mejor ajuste de un espectro de entrada respecto a cada
cadena.
3.2. MODELO COMPUTACIONAL 20 Maŕıa E. Rojas A.
Espectroscoṕıa estelar sintética, aplicaciones astrof́ısicas
4. Últimos ajustes (EX0): desecha los componentes irrelevantes de la base N y afina el
ajuste, generando el archivo de salida.
3.3. Bases Espectrales
Una base espectral utiliza poblaciones estelares simples (SSPs), representadas mediante
cúmulos de estrellas, que nacen a partir de una misma nube de gas con composición qúı-
mica homogénea, a través de una formación estelar intensa y caracterizada por tener una
edad y metalicidad bien definida.
Definir las componentes N? de la base es de vital importancia para que los resultados
tengan alguna conexión con la realidad; por ejemplo, si se desea identificar la edad de
las componentes estelares de una galaxia es necesario que la base precise dentro de sus
parámetros, la edad o metalicidad de cada N?.
3.3.1. Construcción de una Población Estelar Simple (SSPs)
El método para generar la base de poblaciones estelares contiene tres componentes prin-
cipales:
1. Observaciones reunidas en bibliotecas estelares de espectros. Estas vaŕıan según la
temperatura y la luminosidad de las estrellas, de acuerdo con las regiones que se
pueden establecer en el diagrama Hertzsprung-Russell (HR).
2. Modelos teóricos de trayectorias evolutivas. Estas predicen cómo seŕıa la evolución
de las estrellas en un diagrama HR que aportan a la formalización de una población
estelar.
3. Función de masa inicial (FMI) φ(m?). Pondera el número de estrellas de masa entre
m? y m? + dm, independiente del tiempo y normalizada como
∫
m?φ(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 t′, definido por I?(λ,m?, t
′, Z) en luminosidades solares [L�], y con un
tiempo de vida τ(m?), se define como:
I?(λ,m?, t
′, Z) =
{
f(λ,m?, t
′, Z), si t′ ≤ τ(m?)
0, si t′ > τ(m?)
(3.7)
donde f es una función de λ,m?, t
′ y Z.
Ahora se define
Ψ(t′): tasa de formación estelar.
3.3. BASES ESPECTRALES 21 Maŕıa E. Rojas A.
Espectroscoṕıa estelar sintética, aplicaciones astrof́ısicas
Z(t′): ley de enriquecimiento qúımico
si se tiene una nube de gas con formación estelar, donde después de un tiempo de vida
t se tienen varias estrellas de distintas masas con edad t′ se debe satisfacer la relación
t′ ≤ t, ya que las estrellas no pueden ser mayores que el sistema. Sin embargo, las estre-
llas con edades t′, nacieron en un tiempo t − t′, donde la tasa de formación estelar y el
enriquecimiento qúımico son diferentes de las actuales.
El número de estrellas con edad entre t′ y t′+dt′ y masas entre m y m+dm en un tiempo
t está dada por:
dN(t) = Ψ(t− t′)φ(m?)dm?dt′. (3.8)
Si la metalicidad está dada por Z(t− t′), la suma de los espectros de las estrellas de edad
entre t′ y t′ + dt′ y de masas entre m y m+ dm en el tiempo t es:
I total(λ,m?, t
′, Z(t− t′)) = I?(λ,m?, t′, Z(t− t′))× dN(t),
I total(λ,m?, t
′, Z(t− t′)) = I?(λ,m?, t′, Z(t− t′))Ψ(t− t′)φ(m?)dm?dt′. (3.9)
El espectro total en el tiempo t, teniendo en cuenta todas las estrellas con masas entre el
ĺımite inferior de las masas estelares (Mupp) y el ĺımite superior de masas estelares (Mlow)
es:
I(λ, t) =
∫ t
0
∫ Mupp
Mlow
I?(λ,m?, t
′, Z(t− t′))Ψ(t− t′)φ(m?)dm?dt′. (3.10)
Esta, es la ecuación general para crear un espectro l(λ, t) de poblaciones estelares, sujeto
a una tasa de formación estelar y a un enriquecimiento qúımico determinado. Por tanto,
para formar una población estelar simple con una metalicidad Z y una edad t bien definida,
solamente es necesario establecer Ψ(t− t′) como:
Ψ(t− t′) = C × δ(t− t′), (3.11)
donde C es una constante de dimensiones [C] ≡ [M�] y δ(t − t′) ≡ [año−1]. Luego, la
ecuación 3.10 se reemplaza por:
I(λ, t) =
∫ t
0
∫ Mupp
Mlow
I?(λ,m?, t
′, Z(t− t′))Cδ(t− t′)φ(m?)dm?dt′. (3.12)
Por tanto, el espectro con una metalicidad definida en un tiempo t′ = 0 es:
I(λ, t) = C
∫ Mupp
Mlow
I?(λ,m?, t
′, Z(0))φ(m?)dm?. (3.13)
Con una población estelar simple, es posible generar los elementos de la base a partir de
la ecuación 3.13 como:
3.3. BASES ESPECTRALES 22 Maŕıa E. Rojas A.
Espectroscoṕıa estelar sintética, aplicaciones astrof́ısicas
L(λ, t, Z(0)) =
I(λ, t)
C
∫ Mupp
Mlow
I?(λ,m?, t
′, Z(0))φ(m?)dm?, (3.14)
L(λ, t, Z(0)), puede ser llamado Lj(λ) cuando t = tj y Z(0) = Zj, con unidades [L�
−1M−1� ].
Por lo tanto el término Lj(λ) se puede expresar como:
Lj(λ) ≈
∑
i
I?(m?,i, tj, Z(j))φ(m?,i)∆m?,i donde τ(m?,i) ≤ tj. (3.15)
indicando que para calcular Lj(λ) se suman los espectros individuales de estrellas de una
biblioteca estelar dada a lo largo de una edad tj y metalicidad Zj por una función de masa
inicial.
3.3.2. 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 requerimientos
evolutivos, pero todos utilizan la función de masa de Chabrier, (2003):
Υ(logm?) ∝
exp
[
−
(logm? − logmc)2
2σ2
]
, si m? ≤ 1M�
m−1,3? , si m? > 1M�
(3.16)
con mc = 0,008 y σ = 0,069. Esta función de masa indica la cantidad de estrellas en un
intervalo logaŕıtmico de masa 2.
Los modelos utilizados son:
STELIB (Stellar Library): contiene 249 estrellas observadas, entre 3200Å - 9500Å y
resolución espectral de 3Å, (Le Borgne et al., 2003).
2 podemos reemplazar φ(m?), con la condición de normalización:∫ Mupp
Mlow
m?Υ(logm?)d logm? = 1, (3.17)
con d logm?dm? =
1
m? ln 10
= d logm?dm? =
log e
m?
, tenemos:
log e
∫ Mupp
Mlow
Υ(logm?)dm? =
∫ Mupp
Mlow
m?φ(m?)dm? = 1, (3.18)
por tanto
φ(m?) = log e
Υ(logm?)
m?
. (3.19)
3.3. BASES ESPECTRALES 23 Maŕıa E. Rojas A.
Espectroscoṕıa estelar sintética, aplicaciones astrof́ısicas
Nombre Metalicidad [Z�] Fuente
Padova 1994 0.001– 0.10 Alongi et al. (1993)
Bressan et al. (1993)
Fagotto et al. (1994a)
Fagotto et al. (1994b)
Girardi et al. (1996)
Padova 2000 0.0004 –0.03 Girardi et al. (2000)
Geneva 0.02 Schaller et al. (1992)
Charbonnel et al. (1996)
Charbonnel et al. (1999)
Cuadro 3.1: Trayectorias Evolutivas usadas en BC03. Fuente: BC03.
MILES (A Medium Resolution INT Library of Empirical Spectra): Contiene 985
estrellas observadas, entre 3200Å - 7500Å y resolución media de 2.3Å, (Sánchez-
Blázquez et al., 2006).
Granada: contiene 1654 espectros estelares compuestos con modelos de atmósfera
estelar, entre 3000Å - 7000Å y resolución espectral de 0.3Å, (Martins et al., 2005).
Bruzual & Charlot (2003, BC03): Contiene 26 modelos de base con SSPs calculados
utilizando trayectoria evolutiva de Padova 1994 (Alongi et al., 1993, Bressan et al.,
1993, Fagotto et al., 1994, Girardi et al., 1996), cada base contiene 221 espectros de
alta resolución, con edades desde t = 0 a t = 20 Giga años, en un rango de 3200Å -
9500Å, en unidades de L�Å
−1 M−1� , 13 de estas SSPS utilizan la FMI de Chabrier,
(2003), con Mlow = 0,1 M� y Mupp = 100 M�, normalizados a una masa total de
1M�, en las estrellas a la edad t = 0, las otras 13 SSPs son análogos Salpeter.
Para este trabajo, se adaptó la base de poblaciones estelares simples de la biblioteca de
Bruzual e Charlot (2003, BC03), que se basa en trayectorias evolutivas y en bibliotecas
de espectros estelares, descritas en la tabla 3.1, 3.2 y 3.3. La mayoŕıa de los resultados
publicados de Starlight usan este modelo porsu amplia gama en edades y metalicidades.
Para reproducir la formación estelar de NGC6240 se utiliza una base que contiene 200
SSPs con edades entre 2 × 106 y 1.3×1010 años, con resolución de 3Å, en un rango de
3200Å a 9500Å para las metalicidades de 0.2Z� (m42), 0.4Z� (m52), 1Z� (m62) y 2.5Z�
(m72), con rutas evolutivas de Padova 1994, libreria STELIB 2003 y función masa inicial
de Chabrier (2003), mostrados en el cuadro anexo 7.1 y visualizados en la figura 3.1. Ca-
da una de las figuras representa una metalicidad de la base con sus respectivos 50 SSPs,
correspondientes a diferentes edades. En ellas es posible observar que los espectros se
3.3. BASES ESPECTRALES 24 Maŕıa E. Rojas A.
Espectroscoṕıa estelar sintética, aplicaciones astrof́ısicas
Nombre Tipo Intervalo de Resolución Intervalo de Fuente
longitud de onda metalididad
BaSeL teórica 91 Å a 160 µ m 300 105Z� a 10Z� Kurucz (1995, p.c.)
Bessel et. al. (1989)
Bessel et. al. (1991)
Fluks et. al. (1994)
Allard & Hauschidt (1995)
Rauch (2002)
STELIB observacional 3200Å a 9500Å 2000 - 2.0 <[Fe/H] <0.50 Le Borgne et. al. (2003)
Pickles observacional 1205Å a 2.5 µ m 500 Z� Pickles (1998)
Fanelli et. al. (1992)
Cuadro 3.2: Bibliotecas de espectros estelares de BC03. Fuente: BC03.
Nombre Calibración Fuente
BaSeL 1.0 teórica Lejeune et al. (1997)
Lejeune et al. (1998)
BaSeL 2.2 semi-emṕırica Lejeune et al. (1997)
Lejeune et al. (1998)
BaSeL 3.1 semi-emṕırica Westera (2000)
Padova 2000 0.0004 a 0.03 Westera et al. (2002)
Cuadro 3.3: Diferentes calibraciones basadas BaSeL. Fuente: BC03.
3.3. BASES ESPECTRALES 25 Maŕıa E. Rojas A.
Espectroscoṕıa estelar sintética, aplicaciones astrof́ısicas
distribuyen desde la población estelar de mayor temperatura en la parte superior, hasta
las más fŕıas en la parte inferior, cada espectro se encuentra calibrado por flujo y son
normalizados a la unidad de masa solar (M�).
Otra caracteŕıstica de la base BC03 es que no reproduce las ĺıneas de emisión observadas,
por lo tanto, sólo es posible reproducir las ĺıneas de absorción debidas a la formación
estelar. Es entonces donde el código requiere enmascarar o definir rangos de longitud de
onda que correspondan a las ĺıneas de emisión, con el fin de aumentar la sensibilidad
del ajuste y encontrar aśı la componente de absorción que puede estar siendo opacada
por las ĺıneas de emisión del mismo intervalo. Para este trabajo se utiliza la máscara
general dispuesta dentro del código, adaptada en la tesis doctoral Natalia Vale Asari,
(2005), donde se enmascaran la ĺıneas de emisión más fuertes. La mascara está basada en
los trabajos de Gonzalez-Delgado et al., (1995), Pastoriza et al.,(1993), Benjamin et al.,
(1999) y Zhang et al., (2005) y en regiones problemáticas de la base de Bruzual y Charlot,
(2003) asociadas a efectos turbulentos entre 6845Å - 6945Å y entre 7550Å - 7725Å y la
región entre 7165Å -7210Å debida a errores sistemáticos. La máscara general detallada se
puede ver en la tabla anexa 7.2.
3.3. BASES ESPECTRALES 26 Maŕıa E. Rojas A.
Espectroscoṕıa estelar sintética, aplicaciones astrof́ısicas
0.2 Z∘
Lo
g(
L λ
)[
L ∘
Å-
1 M
∘-
1 ]
0,0001
0,001
0,01
λ[Å]
4.000 5.000 6.000 7.000 8.000
0.4 Z∘
Lo
g(
L λ
)[
L ∘
Å-
1 
M ∘
-1
]
0,0001
0,001
0,01
λ[Å]
4.000 5.000 6.000 7.000 8.000
file
=
3
5
7
9
11
13
14
15
17
19
21
23
25
27
29
31
33
35
36
39
41
43
45
47
49
51
53
55
57
59
61
63
(a) (b)
Z∘
Lo
g(
L λ
)[
L ∘
Å-
1 
M ∘
-1
]
0,0001
0,001
0,01
λ[Å]
4.000 5.000 6.000 7.000 8.000
file
=
3
5
7
9
11
13
15
17
19
21
23
25
27
29
31
33
35
37
39
41
43
45
47
49
51
53
55
57
59
2.5Z∘
Lo
g(
L λ
)[
L ∘
Å-
1 
M ∘
-1
]
0,0001
0,001
0,01
λ[Å]
4.000 5.000 6.000 7.000 8.000
y136
y135
y132
y131
y130
y129
y128
y127
y125
y122
y121
y120
y119
y118
y117
y116
y115
y114
y109
y106
y98
y95
y94
y93
y92
y90
y88
y89
y97
y86
y85
y84
y83
y81
y59
y58
y57
y56
y55
y54
x51
y51
y49
x48
y48
y47
y46
y40
y39
(c) (d)
Figura 3.1: Espectros de SSPs del modelo BC03, Bruzual & Charlot 2003, para diferentes
metalicidades: (a) 0.2Z� (m42), (b) 0.4Z� (m52), (c) 1Z�(m62), (d) 2.5Z�(m72), cada
metalicidad contiene 50 SSPs, con edades entre 2× 106 y 1,3× 1010 años. Resolución de
3Å.
3.3. BASES ESPECTRALES 27 Maŕıa E. Rojas A.
CAṔITULO 4
Extracción y Análisis de Espectros
El espectro original se obtuvo con el espectrógrafo ISIS del telescopio William Herschel de
4, 2m (WHT) instalado en la Palma (Canarias), utilizando las configuraciones: R300B -
CCD EEV 12 y R316R - CCD MARCONI2 para los brazos azul y rojo, respectivamente,
entre 3000Å- 5000Å y 5000Å - 7800Å, con una escala de 14,9 segundos de arco/mm a
lo largo de la hendidura. El espectro fue cedido por la doctora Rosa Gomez Delgado
del Instituto de Astrof́ısica de Andalucia. Los detalles de la observación se encuentran
registrados en la tabla 4.1.
Fecha Brazo CCD+gratting Slit PA Slit width (arcsec) texp[sec]
2005/09/10 Red MARCONI2+R316R 88.593063 1.237020 900
2005/09/09 Blue EEV12+R300B 88.620857 1.237020 900
Cuadro 4.1: Resumen de las observaciones espectroscópicas de NGC6240.
4.1. Reducción
En un espectro obtenido con una apertura donde no es posible identificar cuál es la
zona espacialmente localizada, se hace necesario encontrar la orientación espacial a fin de
ajustar la imagen espectral respecto a una imagen fotográfica de orientación conocida. Esta
reorientación fue realizada por Rosa Gomez Delgado y Mario A. Higuera G. con rutinas de
IRAF (Image Reducction and Astronomical Facilities, ver http://www.iraf.com), tomando
como imagen fotográfica de referencia la dispuesta en la base del Telescopio Espacial
Hubble (HST), ver http://hubblesite.org/gallery/.
28
Espectroscoṕıa estelar sintética, aplicaciones astrof́ısicas
Figura 4.1: Reducción espectral para el filtro Rojo, separación espacial fuente: Mario A.
Higuera G.
Un vez reorientado el espectro original, se realizó una separación de la cantidad de luz
que pasó a través de la apertura del instrumento para los filtros rojo y azul a lo largo
del rango espacial definido. En la apertura espacial aparecen todas las fuentes de emisión
presentes en el momento del registro. Al visualizarlas con la rutina apall de IRAF, figura
4.1 se separan las regiones de estudio.
El análisis permitó identificar y reducir seis zonas en total para cada filtro, que al ser
superpuestas con la imágen fotográfica espacial de NGC6240 se distiguieron aśı: zona I,
núcleo del sur, zona II proximidad hacia el sur de la zona I, zona III, proximidad hacia el
norte del registro fotográfico, zona IV núcleo del norte, zona V sección intermedia entre
los dos núcleos y finalmente, la zona VI estrella de calibración.
De todas las zonas se obtuvo un espectro para cada filtro, estos fueron normalizados y
promediados con el fin de dar unicidad y aśı permitir visualizar un espectro del visible en
un rango entre 3200Å y 7200Å, para todas las zonas. Los espectros obtenidos se corrigieron
por Doppler (z = 0,024480, NED, ver http://ned.ipac.caltech.edu/) y exceso de color
asociado al polvo según Cardelli, et al. (1989), en donde
E(B−V ) = −2,32 log
(
Rint
Robs
)
siendo Rint = 3,1 y Robs =Hα/Hβ la relación de flujos previamnete calibados, de las ĺıneas
Hα y Hβ medidos por técnica de separación en LINER1.
1LINER, herramienta computacional del reporte interno de Richard W. Pogge, la cual utiliza una
4.1. REDUCCIÓN 29 Maŕıa E. Rojas A.
Espectroscoṕıa estelar sintética, aplicaciones astrof́ısicas
Figura 4.2: Imagen fotográfica del HST de NGC6240.
Los espectros al final de la reducción que se utilizaron para este trabajo se presentan en
la figura 4.3.
Al realizar el análisis de cada una de las zonas reducidas se encuentra que las zonas I
y IV presentan espectros asociados a núcleos activos, las zonas II y III corresponden a
las regiones adyacentes de estos núcleos que debido a su baja razón señal-ruido, no serán
analizadas en esté trabajo, la zonaV corresponde a la zona intermedia debida a la fuerte
componente estelar presente en el espectro y finalmente la zona VI presenta un espectro
caracteŕıstico de una estrella, identificada en la imágen fotográfica que se utiliza como
patrón de referencia, figura 4.2.
técnica que define un continuo arbitrario sobre el cual es posible marcar el centro esperado de una ĺınea
sobre un espectro, esto permite adquirir los valores de λ, centro de ĺınea, FWHM, ancho equivalente y
flujo de las ĺıneas tanto de emisión como de absorción.
4.1. REDUCCIÓN 30 Maŕıa E. Rojas A.
Espectroscoṕıa estelar sintética, aplicaciones astrof́ısicas
 
Fl
uj
o[
er
g 
cm
-2
 s
-1
Å-
1 ]
0
2e−13
4e−13
6e−13
8e−13
λ[Å]
4.000 5.000 6.000
Zona I
 
Fl
uj
o[
er
g 
cm
-2
 s
-1
Å-
1 ]
0
2e−16
4e−16
6e−16
8e−16
1e−15
1,2e−15
λ[Å]
4.000 5.000 6.000 7.000
Zona II
(a) (b)
 
Fl
uj
o[
er
g 
cm
-2
 s
-1
Å-
1 ]
−2e−16
−1e−16
0
1e−16
2e−16
3e−16
4e−16
λ[Å]
3.000 4.000 5.000 6.000 7.000
Zona III
 
Fl
uj
o[
er
g 
cm
-2
 s
-1
Å-
1 ]
0
5e−14
1e−13
1,5e−13
2e−13
2,5e−13
3e−13
3,5e−13
λ[Å]
4.000 5.000 6.000 7.000
Zona IV
(c) (d)
 
Fl
uj
o[
er
g 
cm
-2
 s
-1
Å-
1 ]
−1e−16
0
1e−16
2e−16
3e−16
4e−16
5e−16
λ[Å]
4.000 5.000 6.000 7.000
Zona V
 
Fl
uj
o[
er
g 
cm
-2
 s
-1
Å-
1 ]
2e−17
4e−17
6e−17
8e−17
1e−16
1,2e−16
λ[Å]
4.000 5.000 6.000 7.000
ZonaVI
(e) (f)
Figura 4.3: Espectros reducidos del visible para NGC6240, (a) Zona I, (b) Zona II, (c)
Zona III, (d) Zona IV, (e) Zona V, (f) Zona VI.
4.1. REDUCCIÓN 31 Maŕıa E. Rojas A.
Espectroscoṕıa estelar sintética, aplicaciones astrof́ısicas
4.2. Caracterización
Los espectros de las zonas I y IV son caracterizados por los valores de λ, centro de ĺınea,
FWHM, ancho equivalente y flujo de las ĺıneas de absorción y emisión, los cuales se pueden
observar en las tablas 4.2 y 4.3, para cada zona, respectivamente.
Ĺınea λ[Å] Centro de Ĺınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Ĺınea
[Å] [Å] [Å] [10−14ergs s−1 cm−2]
[O II] 3726.032 3725.9856 14.1934 121.105 93.2365
He I ∗ 3820.000 3824.3220 24.0649 -3.68885 -3.31320
[Ne III] 3868.760 3866.5283 19.6365 9.60760 8.49525
K-Ca II ∗ 3933.000 3929.8906 8.25863 -4.38132 -3.78235
H-Ca II ∗ 3968.000 3967.1277 9.70000 -2.70968 -2.30588
He I 4026.000 4030.2915 87.0264 20.7639 17.2326
[S II] 4068.600 4067.1338 61.3711 16.7254 13.6787
Fe II 4178.862 4177.4009 1.88631 0.157450 0.123046
Hδ 4101.740 4111.4917 3.65668 0.608985 0.489181
Hγ 4340.471 4336.6045 9.20191 1.76589 1.28710
Hβ 4861.300 4859.0737 15.6186 13.2648 5.38800
[O III] 4958.900 4958.6538 30.3193 11.2192 3.94091
[ OIII] 5006.840 5005.4878 21.7619 26.3052 8.56364
C-C ∗ 5165.000 5168.1416 20.4788 -1.81874 -0.543207
Fe II 5197.570 5198.6562 18.2212 7.70700 2.27194
Na-I(D) ∗ 5892.000 5888.1143 11.9381 -9.71280 -2.02980
[O I] 6300.304 6299.8452 20.8984 29.7493 5.40325
[O I] 6363.776 6363.8130 21.3094 8.86981 1.57329
[N II] 6548.050 6546.7163 23.6476 37.2079 6.29095
Hα 6562.819 6561.4551 23.6476 98.8640 17.2153
[N II] 6583.460 6583.0864 23.6476 95.0283 19.4036
[S II] 6716.440 6718.0718 18.4565 40.2939 7.43104
[S II] 6730.810 6733.0210 18.4565 28.8223 5.14382
∗ Ĺınea de absorción
Cuadro 4.2: Ĺıneas identificadas en la Zona I de NGC6240.
En la caracterización de las dos zonas sobresale una significativa emisión de Hβ, [OIII]
5007Å, Hα y [NII] 6585Å, asociadas a la formación estelar o actividad del núcleo galáctico.
También es posible observar la presencia de ĺıneas de emisión de HeI, [OI] en conjunto
con la serie de Balmer. Aśı mismo fue posible medir la ĺınea de emisión [OII] en 3727Å,
junto con las ĺıneas de H-Ca , K-Ca.
4.2. CARACTERIZACIÓN 32 Maŕıa E. Rojas A.
Espectroscoṕıa estelar sintética, aplicaciones astrof́ısicas
Ĺınea λ[Å] Centro de Ĺınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Ĺınea
[Å] [Å] [Å] [10−14ergs s−1 cm−2]
[O II] 3728.815 3729.5811 13.9871 98.0735 75.2002
[Ne III] 3868.760 3870.2319 20.2032 12.9640 9.88668
K-Ca II ∗ 3933.000 3933.1504 6.49803 -3.03453 -2.41752
H-Ca II ∗ 3968.000 3968.0195 6.89754 -2.87500 -2.34462
G-banda ∗ 4301.000 4304.8105 30.1566 -7.03450 -5.53622
Hγ 4340.471 4340.4194 8.08685 1.04001 0.771791
Hβ 4861.300 4862.5376 15.7743 10.5704 4.77370
[O III] 4958.900 4960.2510 20.4316 8.67190 3.74412
[O III] 5006.840 5008.8350 15.6499 20.3541 8.58706
C-C ∗ 5165.000 5169.4761 22.1025 -4.78236 -1.86147
[O I] 6300.304 6299.9092 22.3367 34.6819 5.93403
[O I] 6363.776 6363.7612 26.0837 12.5170 2.09970
[N II] 6548.050 6550.7192 18.0655 37.4786 7.91877
Hα 6562.819 6566.3501 18.0655 78.8344 16.5570
[N II] 6583.460 6586.7407 18.0655 101.594 21.1693
[S II] 6716.440 6718.8540 13.2432 32.0833 6.34206
[S II] 6730.810 6732.8965 18.5795 41.4013 8.1368
∗ Ĺınea de absorción
Cuadro 4.3: Ĺıneas identificadas en la Zona IV de NGC6240.
4.2. CARACTERIZACIÓN 33 Maŕıa E. Rojas A.
CAṔITULO 5
Espectroscoṕıa Sintética
Ajustada la sintésis de población estelar inherente al código Starlight, se estudió la galaxia
NGC6240 y se obtuvieron propiedades f́ısicas, tales como la composición estelar a lo largo
de la historia de la formación estelar de la galaxia, bajo la biblioteca de Bruzual y Char-
lot, (2003), parámetros cinéticos como extinción por polvo AV y el vector de población
estelar en términos de una fracción de luz(xj), obtenidos con la interprestación del porcen-
taje de formación estelar sintética y las caracteŕısticas de las ĺıneas de absorción obtenidas.
5.1. Śıntesis espectral
Con el fin de encontrar la sintésis de la población estelar de los dos núcleos del sistema en
colisión NGC6240, se ejecutó el código Starlight para las zonas en las que era posible vi-
sualizar la regiones centrales de cada núcleo, zonas I y IV. Con éstos espectros de entrada
se ejecutaron las combinaciones lineales de la base de Bruzual y Charlot, (2003), para las
metalicidades de 0.2Z�, 0.4Z�, 1Z� y 2.5Z� individualmente, con esto se identificaron las
poblaciones estelares que contribúıan en la reproducción sintética de cada zona. Con base
en estos resultados parciales, finalmente se construyó la base que mejor representa cada
zona respectivamente. Ésta contiene 200 poblaciones estelares con edades entre 2 × 106
y 1.3×1010 años, resolución de 3Å, en un rango de 3200Å a 9500Å con metalicidades de
0.2Z�, 0.4Z�, 1Z� y 2.5Z�, rutas evolutivas de Padova 1994, libreria STELIB y función
masa inicial de Chabrier (2003).
La búsqueda del mejor ajuste entre el espectro de entrada y el espectro de salida, se centró
en disminuir al máximo el valor de la relación [chi2/Nleff ], la cual relaciona el valor del
χ2 de cada valor de λ. Otro valor que se tuvo en cuenta fue la desviación media porcentual
34
Espectroscoṕıa estelar sintética, aplicaciones astrof́ısicas
de todos los ṕıxeles con relación al espectro de entrada [adev( %)], los mejores valores se
registraron en la tabla 5.1.
Parámetro Zona I Zona IV
[chi2/Nleff ] 1.37545 1.13193
[adev( %)] 6.38644 4.46156
Cuadro 5.1: Calidad del ajuste de Starlight.
 
Fl
uj
o 
[1
0-
14
er
g 
cm
-2
 s
-1
Å-
1 ]
0
0,5
1
1,5
λ[Å] 
4.000 5.000 6.000 7.000
 Observado
 Sintético
Figura 5.1: Ajuste espectral sintético (trazo rojo) de la formación estelar observada en la
zona espectral I de NGC6240 (trazo negro).
Los espectros de la formación estelar logrados con este ajuste se muestran en las figuras
5.1 y 5.2, en donde el trazo rojo representa la formaćıon estelar asociada al espectro de
entrada representado con el trazo negro, de las zonas I y IV, respectivamente.
En estas figuras se puede observar una componente de absorción sintética por cada ĺınea
de emisión observada del espectro de entrada, como es el caso de las ĺıneas en la longitud
de onda de 3740Å, 3796Å, 3837Å, 3887Å, 3933Å, 3969Å, 4098Å, 4338Å, 4100Å, 4339Å,
4860Å, 6548Å, las cuales corresponde a transiciones electrónicas conocidas y definidas en
el cuadro1.1.
5.1. SÍNTESIS ESPECTRAL 35 Maŕıa E. Rojas A.
Espectroscoṕıa estelar sintética, aplicaciones astrof́ısicas
 
Fl
uj
o 
[1
0-
14
er
g 
cm
-2
 s
-1
Å-
1 ]
0
0,5
1
1,5
λ[Å]
4.000 5.000 6.000 7.000
Observado
Sintético
Figura 5.2: Ajuste espectral sintético (trazo rojo) de la formación estelar observada en la
zona espectral IV de NGC6240 (trazo negro).
5.1. SÍNTESIS ESPECTRAL 36 Maŕıa E. Rojas A.
Espectroscoṕıa estelar sintética, aplicaciones astrof́ısicas
5.2. Sustracción espectral
Un vez definida la formación estelar de cada una de la zonas espectrales se realizó una
sustracción de la formación estelar asociada a cada zona, con el fin de descontaminar el
espectro de emisión del núcleo activo, filtrando aśı un espectro de mejores caracteŕısticas,
el cual es posible observar en el trazo azul de las figuras 5.3 y 5.4.
 
Fl
uj
o 
[1
0-
14
er
g 
cm
-2
 s
-1
Å-
1 ]
0
0,5
1
1,5
λ[Å] 
4.000 5.000 6.000 7.000
 Observado
 Sintético
(a)
 
Fl
uj
o 
[1
0-
14
er
g 
cm
-2
 s
-1
Å-
1 ]
−0,5
0
0,5
1
1,5
λ[Å] 
4.000 5.000 6.000 7.000
6
(b)
Figura 5.3: Sustracción de la formación estelar zona espectral I de NGC6240, (a) Ajuste
espectral sintético de la formación estelar (rojo) de la zona espectral I de NGC6240 (negro),
obtenido con starlight con N? = 200 SSPs de metalicidades de 0.2Z�, 0.4Z�, 1Z� y 2.5Z�.
(b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formación estelar (azul).
5.2. SUSTRACCIÓN ESPECTRAL 37 Maŕıa E. Rojas A.
Espectroscoṕıa estelar sintética, aplicaciones astrof́ısicas
 
Fl
uj
o 
[1
0-
14
er
g 
cm
-2
 s
-1
Å-
1 ]
0
0,5
1
1,5
λ[Å]
4.000 5.000 6.000 7.000
(a)
 
Fl
uj
o 
[1
0-
14
er
g 
cm
-2
 s
-1
Å-
1 ]
−0,5
0
0,5
1
1,5
λ[Å]
4.000 5.000 6.000 7.000
6
(b)
Figura 5.4: Sustracción de la formación estelar zona espectral VI de NGC6240, (a) Ajuste
espectral sintético de la formación estelar (rojo) de la zona espectral IV de NGC6240
(negro), obtenido con starlight con N? = 200 SSPs de metalicidades de 0.2Z�, 0.4Z�, 1Z�
y 2.5Z�. (b) Espectro de NGC6240 descontaminado de la formación estelar (azul).
5.2. SUSTRACCIÓN ESPECTRAL 38 Maŕıa E. Rojas A.
Espectroscoṕıa estelar sintética, aplicaciones astrof́ısicas
5.3. Caracterización espectral
Cada uno de los espectros se caracterizó con la identificación de todas las ĺıneas de emisión
presentes en ellas una vez realizada la sustracción, mediante un ajuste de tipo gaussiano,
definido en un continuo aleatorio en el software LINER, siendo posible obtener el centro
de ĺınea, el ancho total a la mitad de la altura (FWHM) y el flujo total, visualizados en
las tablas 5.3 y , 5.3 para las zonas I y IV respectivamente.
Ĺınea λ[Å] Centro de Ĺınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Ĺınea
[Å] [Å] [Å] [10−14ergs s−1 cm−2]
[O II] 3726.032 3725.9714 14.5056 2738.39 95.3139
H11 3770.630 3768.6479 4.40904 42.5545 1.49716
H10 3797.898 3796.0681 4.01993 32.6624 1.12110
H9 3835.384 3833.4482 3.67421 37.6538 1.24836
[Ne III] 3868.760 3868.5388 17.9806 168.928 5.41474
K Ca-II ∗ 3933.000 3929.4148 13.1932 -206.818 -6.23528
H Ca-II 3968.000 3969.1155 4.46669 46.8596 1.35456
He I 4026.000 4026.3750 26.4590 90.0988 2.44257
[S II] 4068.600 4072.1025 24.0745 173.767 4.46216
Hδ 4101.740 4097.8579 16.9919 276.703 6.88289
Hγ 4340.471 4338.2275 13.0266 353.231 6.12874
Hβ 4861.300 4859.4336 15.1258 -677.140 7.92772
[O III] 4958.900 4957.1484 18.2238 -129.678 2.27669
[O III] 5006.840 5005.6445 18.9935 -360.470 7.37521
Fe II 5197.570 5199.0830 21.7043 -90.9013 2.91244
[O I] 6300.304 6299.8164 23.6848 -3651.05 6.44235
[O I] 6363.776 6363.4268 28.0102 -54206.5 2.39085
[NII] 6548.050 6546.6426 25.0518 -3301.28 6.52055
Hα 6562.819 6561.4375 25.0518 -11464.3 18.6725
[N II] 6583.460 6583.6201 25.0518 -19551.1 21.4778
[S II] 6716.440 6719.2485 22.2886 -4721.77 10.2774
[S II] 6730.810 6735.8408 22.2886 -2805.70 5.02474
∗ Ĺınea de absorción
Cuadro 5.2: Ĺıneas de Emisión Zona I de NGC6240.
5.3.1. Clasificación de NGC6240
Para clasificar a NGC6240 entre los tipos de núcleo activo descritos en la literatura, se
utilizó las razones de flujo para la ubicación de este sistema en el diagrama BPT (Bald-
win, Phillips, & Terlevich 1981), descrito en Cid Fernandes et al., (2010) como la mejor
separación entre galaxias tipo Seyfert, LINER y de formación estelar fuerte, mediante la
5.3. CARACTERIZACIÓN ESPECTRAL 39 Maŕıa E. Rojas A.
Espectroscoṕıa estelar sintética, aplicaciones astrof́ısicas
Ĺınea λ[Å] Centro de Ĺınea FWHM Ancho Equivalente Flujo de Ĺınea
[Å] [Å] [Å] [10−14ergs s−1 cm−2]
[ O I] 3726.032 3729.6033 14.3969 -2219.34 78.7713
[Ne III] 3868.760 3870.6140 11.8089 -233.171 3.99531
K Ca-II ∗ 3933.000 3933.0952 12.0923 341.232 -3.83848
S II 4076.349 4079.2864 69.3475 9137.06 8.54107
Hδ 4101.742 4100.4019 9.36462 679.737 3.01683
Fe II ∗ 4303.176 4305.2456 19.2020 -119.689 -2.83858
Hγ 4340.471 4339.4087 10.0879 155.567 4.19237
Hβ 4861.300 4861.7803 14.4197 -647.377 6.80787
[O III] 4958.900 4960.6152 17.2003 -194.691 3.16305
[O III] 5006.840 5009.0156 16.1854 -479.744 9.14152
[O I] 6300.304 6302.9087 17.8476 -155210. 6.21454
[O I] 6363.776 6366.7563 18.9027 3342.44 1.99334
[N II] 6548.050 6551.2285 18.4697 -152528. 8.96611
Hα 6562.819 6566.5557 18.4697 -1.004495E+06 17.3249
[N II ] 6583.460 6586.9326 18.4697 71156.7 21.7207
[S II] 6716.440 6718.2754 12.2346 -459232. 5.16263
[S II] 6730.810 6731.6655 21.2515 -152349. 10.0130
∗ Ĺınea de absorción
Cuadro 5.3: Ĺıneas de Emisión Zona IV de NGC6240
relación de los flujos de las ĺıneas de emisión de Hα, Hβ, [NII]λ6584 y [OIII]λ5007 en
log([NII]λ6584/ Hα) y log([OIII]λ5007/Hβ), que para el caso de la region VI es:
log([NII]λ6584 / Hα) =0.20
y
log([OIII]λ5007 / Hβ) =-0.28
lo que ubica a NGC6240 en el diagrama BPT dentro de las galaxia tipo LINER, en con-
cordancia con el catálogo de Véron-Cetty de (2006).
5.4. Propiedades f́ısicas de NGC6240
Los parámetros derivados del mejor modelo de la śıntesis, permiten adicionalmente calcu-
lar y encontrar algunas propiedades f́ısicas de la galaxia, tabla 5.4. A partir de cada uno
de estos párametros fue posible asociar las siguientes propiedades:
5.4. PROPIEDADES FÍSICAS DE NGC6240 40 Maŕıa E. Rojas A.
Espectroscoṕıa estelar sintética, aplicaciones astrof́ısicas
Parámetro Definición Zona I Zona IV
[sum− of − xj( %)] Vector de población estelar 94.22336 98.97032
[Mini− tot] Fracción de masa 8.46570E+02 7.06677E+03
[Mcor − tot] Logaritmo de la masa estelar [M�] 6.13714E+02 3.63687E+03
[v0−min(km/s)] -113.23 -132.92
[vd−min(km/s)] 47.00 84.39
[AV −min(mag)] Atenuación del polvo [magnitud] -1.0000 -1.0000
Cuadro 5.4: Calidad del ajuste de Starlight.
Zona %OSP % IPS % YPS
I 0 17,6488 76,5745
IV 0,6582 35,5544 61,4753
Cuadro 5.5: Porcentaje de formación estelar sintética de NGC6240, población estelar joven
(YSPs) t? ≤ 0, 1 Giga años, población estelar con edad intermedia (ISP) 0, 1 < tISP ≤ 2
Giga años, la población estelar con edad superior (OSP) 12,5 Giga año, Rodŕıguez Zauŕın
J. et al., (2008).
Edad
La interpretación del término [sum− of − xj( %)], vector población xj discutido en
la sección 3.1, permitió clasificar la población estelar sintética en: i. población estelar
joven (YSPs) con componentes estelares de edad t? ≤ 0, 1 Giga año, ii. población
estelar con edad intermedia (ISP) con componentes de edad entre 0, 1 < tISP ≤ 2
Giga año y iii. población estelar con edad superior (OSP) con componentes de edad
mayor que 12, 5 Giga año, Rodŕıguez Zauŕın J. et al., (2008). Es entonces como, al
realizar un tabulación de este vector en la śıntesis de NGC6240, se puede concluir
que más del 60 % de la población estelar corresponde a población estelar joven, el
porcentaje de cada componente según la zona se especifica en la cuadro 5.5.
Metalicidad
El porcentaje de las metalicidades empleadas para reproducir el sistema NGC6240
fueron tabulados en el cuadro 5.6. Sepuede concluir que existe una contribución de
población estelar de tipo fŕıo K o M, ya que la metalicidad de este tipo de poblaciones
es aproximadamente cero, mientras que el 55,53 % para la zona I y 41,05 % para la
zona IV pertenecen a poblaciones más calientes de tipo espectral O y M.
5.4. PROPIEDADES FÍSICAS DE NGC6240 41 Maŕıa E. Rojas A.
Espectroscoṕıa estelar sintética, aplicaciones astrof́ısicas
Zona 0,2Z�( %) 0,4Z�( %) 1Z�( %) 2,5Z�( %)
I 2,19 36,18 55,83 0,0002
IV 12,89 45,01 41,05 0
Cuadro 5.6: Porcentaje de la metalicidad media en la śıntesis de NGC6240.
5.4. PROPIEDADES FÍSICAS DE NGC6240 42 Maŕıa E. Rojas A.
CAṔITULO 6
Conclusiones
Del mapeo de la galaxia NGC 6240 se logró extraer un espectro de buenas caracte-
ŕısticas correspondiente a las zonas I y IV, las cuales responden a las zonas espaciales
de los núcleos de la galaxia, mientras que para las demás zonas es necesario aún
realizar algunas reducciones con mayor detalle para lograr aśı eliminar el alto ruido
presente en los espectros.
Sobre los espectros espacialmente definidos se realizó una extracción que permitió
identificar las ĺıneas de emisión y absorción presente en la zonas I y IV.
Con base en la combinación de las bases de poblaciones estelares de Bruzual G.,
Charlot S., (2003), se construyó un espectro sintético de buenas caracteŕısticas con
la ejecución de Spectral Synthesis Code -Starlight, Cid Fernandes R. (2005), en las
zonas I y IV.
Se realizó una sustracción entre el espectro observado y el espectro sintético a fin de
eliminar la componente de absorción asociada con la formación estelar reproducida
con el espectro sintético obtenido, dando origen a una tabla de flujos reales de ĺıneas
de emisión que no hab́ıan sido posible medir debido a la superposición de las ĺıneas
de absorción asociadas a la actividad de formación estelar de la galaxia huésped.
La población estelar presente en el espectro sintético de NGC 6240 según la literatura
de Rodŕıguez Zauŕın J., (2008), es una población estelar joven con edades entre
t? ≤ 0, 1 Giga año, con un porcentaje del 76,5745 % en la zona I y 61,4753 % en
la zona IV. La población estelar con edad intermedia entre 0, 1 < tISP ≤ 2 Giga
año, presentan un porcentaje más bajo del 17,6488 % y 35,5544 % en las zonas I y
IV, respectivamente. Mientras que la población estelar mayor de 12,5 Giga año, no
tienen asociado ningún porcentaje en la contribución del espectro sintético.
43
Espectroscoṕıa estelar sintética, aplicaciones astrof́ısicas
Existe una poca contribución de población estelar de tipo fŕıo K o M en NGC6240,
ya que la metalicidad de este tipo de poblaciones es aproximadamente cero en la
śıntesis espectral, mientras que el 55,53 % para la zona I y 41,05 % para la zona IV
pertenecen a poblaciones jovenes de tipo espectral O y M.
44 Maŕıa E. Rojas A.
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