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1 Resumen La mayoría de las galaxias en el Universo se encuentran a distancias tan alejadas que de tal manera que, ya no es posible identificar individualmente a las estrellas que las constituyen. n embargo, es posible obtener información valiosa sobre los diferentes tipos de estrellas en estos sistemas, analizando en detalle el espectro electromagnético. Esta tesis está enfocada en el intervalo de longitud de onda del infrarrojo cercano (NR), el cual es especialmente importante para el estudio de las propiedades de galaxias evolucionadas. Esta región del espectro electromagnético está fuertemente influenciada por estrellas frías, o también llamadas de tipo tardío, las cuales no contribuyen tanto al intervalo de longitud de onda del óptico. Entre las estrellas frías de tipo tardío, la rama de las estrellas gigantes rojas (RGB) están presentes en cada población estelar, pero tienen una fuerte contribución mayormente en sistemas viejos (> 2 Ga) y en longitudes de onda rojizas. Otra clase de estrellas de tipo tardío son aquellas de la rama de las gigantes asintóticas (AGB), las cuales puedes ser divididas en regulares y AGB térmicas pulsantes. Estrellas AGB regulares contribuyen al espectro de una galaxia en un intervalo de edades amplio, mientras que las estrellas térmicas pulsantes, contribuyen en su mayoría a la luz de una población estelar entre 1 y 3 Ga. Para poder crear modelos de poblaciones estelares para galaxias, es necesario obtener espectros exactos o modelos de esas estrellas. La forma más simple, y hasta ahora el mejor método de llevar a cabo esto, es obtener observaciones de éste u otro tipo de estrellas, y usarlas para construir una biblioteca estelar para ser usada para crear modelos de poblaciones estelares. En el pítulo, presentamos un estudio detallado de las estrellas de la biblioteca estelar RTF para entender su extensión y fiabilidad para ser usada en el modelaje de poblaciones estelares. Esta biblioteca consta de 210 estrellas, con un total de 292 espectros, cubriendo un intervalo de longitud de onda de 0,94 a 2,41 µm (cubriendo principalmente las bandas J, H y K de infrarrojo cercano) a una resolución de R = λ/ λ Donde el valor de λ es el intervalo de longitud de onda mínimo del espectro que todavía contiene información. La resolución por lo tanto determina el intervalo de longitud de onda mínimo en el cual todavía se puede extraer información del espectro. Para cada estrella de la biblioteca, inferimos sus parámetros atmosféricos, los cuales son temperatura efectiva (T eff ), gravedad en la superficie de la estrella (log g ) y metalicidad (la comunidad astronómica define como "metales. a cualquier elemento químico más pesado que el helio). Estos parámetros son calculados de distintas formas; por ejemplo con el uso de relaciones entre la temperature de una estrella y sus colores en el NR (Figura 1). Así mismo, también empleamos un método avanzado el cual compara un espectro observado en una sección de la banda K (2,19 a 2,34 µm) 145

2 146 Resumen log g T eff (K) [Z/Z ] N [Z/Z ] Figura 1 Parámetros atmosféricos estelares de las estrellas de la biblioteca estelar RTF. El panel de la izquierda muestra la cobertura paramétrica de esta biblioteca para los modelos de poblaciones estelares. El panel de la derecha muestra la función de la distribución de la metalicidad de las estrellas. con espectros de una biblioteca estelar empírica (de la cual conocemos exactamente la temperatura, gravedad y metalicidad de cada estrella). Para cada estrella de la biblioteca estelar RTF, encontramos un espectro que se ajusta con la mejor precision al espectro observado y se adoptan esos parámetros estelares. Figura 2 Comportamiento de la resolución (FWHM)de estrellas tipo G de la biblioteca estelar RTF (líneas grises) como función de la longitud de onda. Los puntos negros representan los valores promedio para esas longitudes de onda efectivas, y la línea azul determina la dispersión promedio. La línea roja corresponde a la relación linear de la resolución promedio para cada longitud de onda. FWHM (Å) Wavelength (Å) Con parámetros atmosféricos precisos y colores en el NR, podemos analizar la biblioteca espectral con más detalle. Primero, investigamos si los parámetros atmosféricos de la biblioteca concuerdan con aquellos de otros estudios en la literatura. Los colores en el NR también se cotejan con aquellos de una biblioteca de referencia conocida (la biblioteca Pickles) por medio de la comparación de la distribución de estrellas en un diagrama color-color, y con el cual podemos concluir que la estrellas RTF concuerdan bien con las fuentes de referencia. Esto es especialmente importante para la construcción de modelos de poblaciones estelares. Además de estas pruebas, también medimos la resolución R como función de longitud de onda. Encontramos que la resolución aumenta como función de lambda desde alrededor de 6 Å en J a 10 Å en la parte roja de la banda K (Figura 2). Con estos ensayos podemos establecer que

3 γ δ Ni Ni Br Al Br C C K Al C Ti K Al Ni C β C P γ 147 la biblioteca estelar RTF, la biblioteca más grande actualmente disponible a una resolución intermedia (R entre 1500 y 3500) en el NR, es un excelente candidato para ser usada en modelos de poblaciones estelares. F/F 1.65 µm +constant Pa Na MarS GirS BaSS Pa Mg Mg Na Mg CO Ratios GirS / MarS BaSS / MarS BaSS / GirS Wavelength (µm) Figura 3 SED de nuestros tres modelos de poblaciones estelares a metalicidad solar y 10 Ga (panel superior) y las razones de la comparación entre ellos (panel inferior). Algunas de las características espectrales de interés especiales (de Rayner et al., 2009) han sido señaladas en la figura. En el pítulo, introducimos los modelos no-resueltos de síntesis de poblaciones estelares (modelos SSP, compuestos de una sola edad y metalicidad) en el infrarrojo cercano. La extensión al NR es muy importante para el estudio de galaxias de primeros tipos, dado que estas galaxias son predominantemente viejas y por lo tanto, emiten la mayoría de su luz en este intervalo de longitud de onda. Los modelos son creados usando la ahora bien calibrada biblioteca estelar RTF de espectros estelares empíricos. Para construir un modelo, calculamos un espectro para cada punto de una isocrona estelar, la cual es una distribución de estrellas con diferentes masas en una población de una sola edad y metalicidad. Subsecuentemente, integramos estos espectros con un peso de acuerdo al número de estrellas formadas para cada masa, gobernado por la función de masa inicial (MF). De esta manera, hemos producido espectros de modelos de poblaciones estelares de una sola edad-metalicidad a una resolución R 2000 (Figura 3). Los modelos que hemos construido como parte de esta tesis, pueden ser usados para comparar espectros observados de cúmulos globulares y galaxias, para derivar su distribución de edad, abundancias químicas, y propiedades en la MF. La confiabilidad de los modelos se ha comprobado con los colores observados de galaxias elípticas y cúmulos en las Nubes de Magallanes. Por otra parte, índices de líneas de absorción predichos han sido comparados con los índices publicados de otras galaxias elípticas. Las comparaciones muestran que nuestros modelos son muy adecuados para estudiar poblaciones estelares de galaxias no-resueltas, las cuales están localizadas los suficien-

4 148 Resumen Figura 4 Diagramas índice-índice para la muestra combinada de Mármol-Queraltó et al. (2009) y lva et al. (2008), y los modelos MarS. Los modelos MUS- CAT fueron usados para complementar las predicciones de índices en el óptico. Los índices de intensidad de línea se compilaron de Kuntschner (2000) y Sánchez-Blázquez et al. (2003). Na Mg D CO Hβ σ (km s 1 ) C field Fornax 0.7 dex 0.4 dex dex dex 2 Gyr 7 Gyr 14 Gyr Mg b temente lejos de nosotros de tal forma en que no es posible distinguir estrellas individuales. Ellos son particularmente útiles para el estudio de poblaciones estelares de edades viejas e intermedias en galaxias, las cuales está relativamente libre de contaminación debida a estrellas jóvenes y a la extinción debida al polvo estelar. Los modelos que hemos derivados también son muy valiosos para el estudio de datos obtenidos por futuras instalaciones en el infrarrojo, tales como JWST y telescopios extremadamente grandes como el E-ELT. En el pítulo V, derivamos las propiedades de las poblaciones estelares (tales como edad, metalicidad e historia de formación estelar) para una muestra de galaxias dentro y fuera de un entorno de cúmulo (i.e. un grupo de galaxias unidas por gravedad, el cual influencia la evolución de los sistemas individuales). Las galaxias son estudiadas por medio de la comparación de diferentes trazadores de evolución estelar, tales como los índices de intensidad de línea (intensidad relativa de un línea espectral de absorción, determinada por medio de la comparación del flujo espectral en ambos lados de la característica con el flujo dentro de la línea de absorción), colores integrados y

5 149 Na (Å) (Å) (Å) σ (km s 1 ) field Fornax 2 Gyr 7 Gyr 14 Gyr 0.7 dex 0.4 dex dex dex Mg (Å) D CO (mag) (J K s ) (J H) (H K s ) Figura 5 Diagramas color-color para muestra combinada de Mármol-Queraltó et al. (2009) y lva et al. (2008), y nuestros modelos. distribuciones de energía espectral (SEDs). Comparando modelos y datos en el óptico y el NR, encontramos evidencia del comportamiento diferencial en la contribución de la fase estelar de las AGBs en las galaxias elípticas de campo y cúmulo. Esto implica que el entorno juego un papel importante en como se llevan a cabo las historias evolutivas de las galaxias (Figura 4). También determinamos que el índice de intensidad de línea D CO es un eficiente indicador de la presencia de estrellas AGB. El pítulo V muestra que la contribución de las estrellas AGB en el espectro de las galaxias es claramente más grande en galaxias de campo (fuera del cúmulo) que en las del cúmulo de Fornax. Con este índice y los valores más rojos para (J K ) de las galaxias de campo, inferimos que las galaxias de campo deben contener poblaciones más jóvenes (Figura 5). Para analizar con más detalle la contribución de las estrellas AGB de la muestra estudiada, también aplicamos un nuevo método de análisis espectral, en el cual ajustamos el espectro de una galaxia observada con los modelos construidos de acuerdo a una prescripción diferente a la síntesis de población estelar clásica. En este enfoque sólo poblamos parcialmente los puntos en cada isocrona estelar, omitiendo los puntos correspondiente a la fase de las AGB. Durante el ajuste espectral, permitimos que una

6 150 Resumen Figura 6 Comparación entre los resultados de la comparación de espectrocompleto de los modelos de poblaciones no-clásicos y las estrellas AGB agregadas para galaxias en grupos de dispersión de velocidades, en ambos entornos de campo y grupo Na Mg σ (km s 1 ) Figura 7 Comparación de cuatro índices de intensidad de línea (Na, Mg,, e ) como función de D CO, a metalicidad solar, para diferentes funciones de masa inicial D CO field Fornax MarS MarBHa MarBHb MarCH 2 Gyr 7 Gyr 14 Gyr fracción libre the estrellas AGB de la biblioteca estelar RTF sea incluida en el ajuste, además de la SED del modelo estelar parcialmente poblado. De esta manera, podemos

7 151 derivar la fracción de estrellas AGB en las galaxias de campo y del cúmulo Fornax directamente del espectro. Encontramos fuerte evidencia de la necesidad de estrellas AGB adicionales, y que la contribución de AGBs es, en efecto, más fuerte en galaxias de campo que en las del cúmulo Fornax (Figura 6). Los resultados en el NR sugieren que un enfoque del ajuste de SED más flexible y no-paramétrico es necesario para reproducir totalmente el comportamiento de galaxias. El análisis del índice D CO también sugiere que un tratamiento más detallado de la fase de las AGB, que incluya a las térmicamente pulsantes, es requerido para entender completamente a estas galaxias. Finalmente, es claro que el entorno juega un papel en las poblaciones estelares en el NR, ya que las galaxias del cúmulo de Fornax requieren una menor contribución de estrellas AGB que sus contrapartes de campo. En el pítulo V, resumimos y discutimos las conclusiones derivadas de esta tesis. Así mismo, también le dimos un vistazo a otros estudios que pueden ser llevados a cabo en el futuro, y mostramos como los modelos se ven afectados cuando cambiamos las propiedades de la MF. Presentamos los modelos en los que la fracción relativa de estrellas de baja masa es más grande (modelos de fondo-pesado, con pendientes de 3,0 y 3,5) y un modelo que sigue la receta de Chabrier para la MF, con el χ = 1,3. Las pruebas con diferentes funciones de masa inicial presentadas en ese capítulo, nos dan indicios del complejo escenario de formación estelar de estrellas de baja masa (Figura 7). Así mismo, mostramos los resultados de un enfoque de poblaciones estelares múltiples, el cual indica que en general, las historias de formación estelar de galaxias de primeros tipos son mejor explicadas cuando más de un componente estelar está presente. Existen varias formas de mejorar en el futuro los modelos actuales incluyendo el uso de bibliotecas estelares, empíricas o teoréticas, con una cobertura de parámetros más amplia, la cual incluya enriquecimiento en elementos α (ya sea al complementar la biblioteca estelar RTF o usar una completamente diferente). Adicionalmente, el uso de prescripciones más precisas para todas fases de las AGBs en las isocronas (ya sea modificando las isocronas actuales o utilizar nuevas), multiples poblaciones que sean flexibles, modelos de evolución química, y el uso de simulaciones cosmológicas podrían mejorar los modelos y, por lo tanto, nuestro entendimiento de las galaxias de primeros tipo en el NR. Hemos puesto a disposición de la comunidad científica la información obtenida de los modelos, y los modelos mismos para que puedan ser experimentados y probados. El vínculo de internet desde el cual pueden ser descargados es astro-reseach.net. De esta forma, el enriquecimiento de la presente propuesta, como también nuevos enfoques, así como aplicaciones de los modelos pueden llevarse a cabo.

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