MÁSTER EN ASTRONOMÍA Y ASTROFÍSICA. Clasicación Espectral de una Muestra de Estrellas tipo M de CARMENES de diciembre de 2014

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1 MÁSTER EN ASTRONOMÍA Y ASTROFÍSICA Clasicación Espectral de una Muestra de Estrellas tipo M de CARMENES de diciembre de 2014 Trabajo dirigido por: Dr. Juan Gutiérrez Soto

2 Contents 1 Introducción 3 2 CARMENES y las Estrellas tipo M El Proyecto CARMENES Espectroscopía Clasicación Espectral Estrellas tipo M Características Espectrales de las Estrellas tipo M Actividad cromosférica Detección de Exoplanetas Obtención de los Espectros Adquisición de los Datos Espectrógrafo + CCD Datos Primarios i

3 Valencian International University / VIU 3.2 Corrección por Bias y Flat Extracción de los Espectros Clasicación de los Espectros Clasicación Estrellas Estándares Clasicación visual o cualitativa Clasicación usando el índice T io Actividad cromosférica ii

4 Resumen En el presente trabajo de n de máster se presenta la obtención de los espectros y su respectiva clasicación de una muestra de estrellas tipo M, las cuales serán el objetivo de estudio del proyecto en construcción llamado CARMENES ( Calar Alto high-resolution search for M dwarfs with Exoearths with Near-infrared and optical Échelle Spectrographs). La clasicación se realizó mediante dos métodos: el primero consistió en un análisis cualitativo basado en la comparación visual de nuestros espectros con un conjunto de espectros de estrellas estándares y el segundo utilizando la correlación entre el tipo espectral y los índices espectrales de la banda de óxido de titanio (T io5) presente en los espectros de las estrellas tipo M. Los resultados por ambos métodos dieren en ± 0.5. También encontramos estrellas con signos de actividad cromosférica. Los datos fueron adquiridos en una Campaña de Observación realizada en el Observatorio Astronómico de Sierra Nevada utilizando el espectrógrafo Albireo en el telescopio de 1.5 m durante el año Al no encontrar referencias literarias sobre estas estrellas, pensamos que puede ser una de las primeras clasicaciones realizadas. 1

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6 Capítulo 1 Introducción Ya casi 20 años del descubrimiento del primer planeta orbitando una estrella diferente al Sol, desde entonces la búsqueda de estos cuerpos extrasolares se ha convertido en un pilar fundamental de la astrofísica y de la ciencia en general. En las últimas décadas, el número de exoplanetas descubiertos ha aumentado enormemente lo cual ha sido fruto de la combinación de aspectos tales como la generación de nueva y sosticada instrumentación, métodos de detección más precisos y a la planeación detallada e inversión en proyectos cientícos especícos de vanguardia ideados para este n, como el teles-copio Kepler de la NASA. Al 8 de septiembre de 2014 se han descubierto 1822 exoplanetas [1]. El hallazgo de estos interesantes cuerpos está permitiendo a la comunidad cientíca encontrar algunas respuestas a algunas preguntas interesantes tales como: ¾será que el sistema solar es la generalidad o hay diversidad de sistemas solares?, ¾cómo se forman los planetas?, ¾existen exoplanetas como nuestro planeta Tierra, es decir, exotierras?. La mayoría de los planetas extrasolares descubiertos hasta el momento, tienen características morfológicas tipo Júpiter, en contraste, en general se ubican muy cerca de su estrella estando por lo tanto fuera de la zona de habitabilidad, el anterior resultado no parecería ser la generalidad de los sistemas solares sino más bien la respuesta a la instrumentación y métodos con 3

7 Valencian International University / VIU los que se ha buscado. El interés de la ciencia avanza hacia la detección de planetas menos masivos y esto implica realizar el estudio en estrellas cada vez menos masivas para poder detectarlos mejor. Estas estrellas menos masivas tienen su máximo de emisión desplazado hacia el infrarojo y por lo tanto el instrumento que realice el estudio debe tener también sensibilidad en estas longitudes de onda. Este cambio de visión enfocado a encontrar planetas tipo Tierra dentro de la zona de habitabilidad, ha llevado a la construcción del instumento (espectrógrafo) llamado CARMENES, cuyo nombre proviene de Calar Alto high-resolution search for M dwarfs with Exoearths with Near-infrared and optical Échelle Spectrographs, una colaboración hispano - alemana, liderada por El Instituto de Astrofísica de Andalucía. Cuyas operaciones se consideran que inicien en el verano de CARMENES es un instrumento de última generación, diseñado especícamente para buscar exoplanetas, aunque como ya se mencionó su objetivo más ambicioso es encontrar exoplanetas de tipo Tierra. Como su nombre lo dice, el espectrógrafo se instalará en Tierra en el observatorio de 3.5 m de Calar Alto situado en la Sierra de los Filabres, Gérgal Almería-España, y se pretende que realice sus investigaciones durante 5 años, estudiando aproximadamente 300 estrellas, buscando exoplanetas por el método de la velocidad radial, donde CARMENES alcanza resoluciones del orden de 1 m/s debido a su gran estabilidad. En conclusión, CARMENES es un instrumento realmente pionero en este campo de estudio que investigará un área prácticamente virgen, aportará a la comunidad cientíca respuestas referentes a las exotierras. Detrás de este proyecto hay cinco instituciones alemanas, una hispano - alemana y cuatro españolas, todas de primer nivel, con un equipo de más de 80 cientícos e ingenieros. El presente trabajo de n de máster tiene como objetivo principal realizar la clasicación espectral de una muestra de estrellas tipo M como las que analizará CARMENES, a partir de datos tomados en el Observatorio de Sierra Nevada con el espectrógrafo Albireo instalado en el telescopio de 1.5 4

8 Máster en Astronomía y Astrofísica m situado en Granada - España. En los capítulos 1 y 2 se realiza una introducción al instrumento CARMENES y a las características de las estrellas tipo M que son el objetivo de esta misión cientíca. El tercer capítulo recopilará la reducción de datos y la obtención de los espectros calibrados en longitud de onda. En el cuarto capítulo se mostrará la clasicación espectral y las características principales de las estrellas asocidadas a dichos espectros. Se compararán los espectros obtenidos con aquellos obtenidos en diferentes artículos u otros trabajos de investigación. Para desarrollar la reducción de espectros se utilizará el software IRAF. Finalmente se consignan las conclusiones y recomendaciones de este trabajo. 5

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10 Capítulo 2 CARMENES y las Estrellas tipo M 2.1 El Proyecto CARMENES En el año 2008 se realizó una convocatoria, por el Centro Astronómico Hispano-Alemán, para construir un instrumento de próxima generación en el teles-copio 3.5 m de Calar Alto. Uno de los proyectos en competencia fue CARMENES que nalmente se convirtió en uno de los dos instrumentos seleccionados para un estudio de diseño conceptual (Fase A) nanciado por la Max-Planck-Gesellschaft Alemana y el Consejo Superior de Investigaciones Cientícas CSIC de España. El otro era un espectrógrafo de gran multiplexado que no siguió desarrollándose. El Consorcio CARMENES fue creado ocialmente a principios del año 2009 con el objetivo de diseñar, construir, integrar y operar el instrumento del mismo nombre. El Consorcio está formado en la actualidad por diez centros de investigación y universidades en España y Alemania, en colaboración con el observatorio astronómico de Calar Alto [2]. CARMENES estará optimizado para la búsqueda de planetas alrededor de estrellas de muy baja masa. Con una estabilidad del orden de 1 m/s en el infrarrojo cercano y contará con monitorización simultánea de indicadores de 7

11 Valencian International University / VIU actividad en el visible, se podrán detectar exotierras en las zonas habitables de las estrellas enanas M investigadas, algunos de los cuales podrán también ser detectados mediante tránsitos. El instrumento estará bien preparado para ser operado en Calar Alto en modo gran experimento. Además, se podrán realizar investigaciones o pequeñas campañas astrosismológicas para renar los parámetros astrofísicos de las estrellas con exoplanetas. Las velocidades radiales de las estrellas se determinarán con un Espectrógrafo Echelle constituido por dos canales alimentado por bras ópticas que proporcionará casi toda la cobertura en sus intervalos de longitud de onda en una sola exposición. El canal infra-rojo cubrirá las longitudes de onda desde 950 nm hasta 1700 nm y tendrá una resolción R En cuanto a la relación señal-ruido se espera llegar a valores de 150 en 950 s de exposición en estrellas de magnitud 9 en la banda J. El canal visible, que cubrirá el rango espectral entre 530 nm y 1050 nm, permitirá analizar simultáneamente los indicadores de actividad como lo pueden ser las líneas de H α. La Tabla 2.1 muestra en resumen las principales características del instrumento [2], Visible (VIS) Infrarojo Cercano (NIR) λ 530 nm nm 950 nm nm R = λ λ Red de difracción 2xR4(31.6mm 1 ) 2xR4(31.6mm 1 ) Dispersor cruzado grisma grisma Detector e2v (4k x 2k) 2 x Hawaii-2RG (4k x 2k) Table 2.1: Características de la Instrumentación del espectrógrafo de CARMENES. En la actualidad existen espectrógrafos comparables, sin embargo, CARMENES tiene una serie de ventajas que le hacen un proyecto único: 8 Observaciones simultáneas en el infrarrojo cercano y en el visible (para discriminar entre exoplanetas y actividad estelar). Alta resolución y ancha cobertura espectrales a la vez. Dedicación exclusiva a la búsqueda de exoplanetas alredor de estrellas enanas M mediante velocidad radial de alta precisión.

12 Máster en Astronomía y Astrofísica Tiempo garantizado extenso para la terminación del proyecto (> 600 noches útiles durante inicialmente dos años). Elusión de problemas con criogenia. Primera luz temprana (verano de 2015). CARMENES es el acrónimo de Calar Alto high-resolution search for M dwarfs with Exo-earhts with Near-infrared and optical Échelle Spectrographs. Cármenes es también el plural de Carmen, que es un nombre de mujer típico en España que también se usa en Alemania. Un carmen es, además, una casa ajardinada con huerto, típica de la ciudad de Granada, y Carmen es el nombre de un asteroide descubierto desde Heidelberg por M. F. Wolf (558 Carmen, 1905 QB) y el de una ópera francesa de Gerorges Bizet basada en una novela de Prosper Mérimée con el mismo título. Cármenes, en plural, es una pequeña localidad (397 habitantes) en la provincia de Castilla y León [2]. El logo de CARMENES, Figura 2.1 es una versión minimalista del famoso logo Turismo español de Joan Miró con la palabra carmenes escrita en fuente Bauhaus (Herbert Bayer 1925). Con un poco de imaginación, el logo puede representar un pequeño planeta negro alrededor de una estrella roja. Figure 2.1: Logo de CARMENES 2.2 Espectroscopía En astronomía, la clasicación espectral de las estrellas está basada en las características de sus espectros. El tipo espectral asignado a una estrella es un parámetro relacionado con una estimación objetiva de su temperatura 9

13 Valencian International University / VIU supercial. Para analizar la luz emitida por las estrellas se utiliza la técnica denominada espectroscopía y y el instrumento que hace posible esta técnica es el espectrógrafo que en pocas palabras es un instrumento utilizado para dispersar la luz incidente para obtener una medida de la intensidad en función de la longitud de onda. Cabe resaltar que los avances de la astrofísica están basados en su gran mayoría en los logros de la espectroscopía que permite estudiar, entre otras cosas: La composición química, campos de velocidad, turbulencias, temperatura, presión, gravedad y campos magnéticos. La técnica espectroscópica se puede clasicar de diferentes maneras: Espectroscopía mono-objeto, espectroscopía multi-objeto, espectroscopía integral de campo, espectroscopía de ranura, espectroscopía sin ranura, espectroscopía de dispersión baja, espectroscopía de dispersión media y espectroscopía de dispersión alta. Un espectrógrafo puede tener varias conguraciones, aunque normalmente consta de los siguientes elementos básicos: Ranura: Se encuentra en el plano focal del telescopio y permite aislar la zona de la imagen (objeto y/o cielo) en la que se desea hacer la observación. Colimador: Convierte el haz de luz divergente en paralelo. Elemento/s dispersor/es: Que pueden ser por ejemplo prismas, grismas y/o redes de difracción. Cámara y detector: Permite formar la imágen del espectro del objeto. Independientemente del diseño del espectroscopio y de su elemento dispersor, su característica fundamental es la resolución espectral (R). Este parámetro indica la capacidad del espectroscopio para separar dos líneas muy próximas: R = λ λ (2.1) donde λ es la longitud de onda en la que estamos trabajando y λ es la pureza espectral, la anchura que tendría una línea monocromática al obser- 10

14 Máster en Astronomía y Astrofísica varse con el espectrógrafo. La pureza espectral dependerá del sistema óptico que estemos utilizando así como de la calidad del elemento dispersor. Resumiendo, la luz proveniente de la estrella es analizada dispersándola por medio de una red de difracción, subdividiendo esta radiación en lo que se denomina el espectro, exhibiendo un continuo interrumpido por líneas de absorción o emisión, cada línea representa un determinado elemento químico. La presencia de un determinado elemento químico en forma de una línea espectral indica en principio que las condiciones de temperatura son tales que conducen a la excitación de dicho elemento. 2.3 Clasicación Espectral El estudio fotográco de los espectros estelares lo inició en 1885 el astrónomo Edward Pickering en el observatorio del Harvard College y lo concluyó su colega Annie J. Cannon. Esta investigación condujo al descubrimiento de que los espectros de las estrellas están dispuestos en una secuencia continua, según la intensidad de ciertas líneas de absorción. Las observaciones proporcionan datos de las edades de las diferentes estrellas, así como de sus fases de evolución. La mayoría de las estrellas se clasican usando las letras O, B, A, F, G, K, M, las estrellas tipo O son las más calientes y las siguientes clases representan estrellas cada vez más frias siendo las de tipo M las de menor temperatura. También informalmente las estrellas tipo O son llamadas azules, las tipo A blancas, las tipo G amarillas y las tipo M rojas, por ejemplo. Recientemente han sido añadidos nuevos tipos espectrales para estrellas menos comunes pero que en realidad son variaciones de los ya mencionados. En el sistema actual de clasicación propuesto por Morgan y Keenan, el tipo espectral 'letra' es seguida por un número entre 0 y 9 indicando 10 divisiones o variaciones entre dos tipos espectrales. Además del tipo espectral y el subtipo espectral, el sistema de Morgan y Keenan incluye la clase de luminosidad. La clase de luminosidad indica el tamaño de la estrella en com- 11

15 Valencian International University / VIU paración con estrellas de su mismo tipo espectral. Las clases de luminosidad se designan mediante números romanos: I, II, III, IV, V... A menor número romano, mayor tamaño de la estrella. Las clases I y II designan supergigantes, la clase III gigantes, la clase IV subgigantes y la clase V, las enanas de la secuencia principal. Menos utilizadas son las clases V I y V II, para designar a las subenanas y las enanas blancas. 2.4 Estrellas tipo M Las estrellas enanas tipo M son la población más predominante en las cercanias del sistema solar ( 10pc) representando el 75 % de las estrellas vecinas. La temperatura supercial de las estrellas tipo M se encuentra en el rango de 2500 K K. El color que percibimos de ellas es el rojo. La mayoría de las estrellas tipo M son enanas rojas (red dwarfs) con menos del 50 % de la masa del Sol, sin embargo algunas son gigantes y supergigantes. Debido a que su zona de habitabilidad está más cercana en comparación con las de tipo F, G y K, el método de la velocidad radial aplicado a un planeta tipo Tierra tiene mayor probabilidad de llevarse a cabo de manera óptima. El diagrama de la Figura 2.2 muestra la zona de habitabilidad como función de la masa de la estrella en masas solares y a la distancia del planeta a la estrella. Puede verse también en el eje y el tipo espectral de acuerdo a la masa de la estrella. Puede vericarse de la Figura 2.2 que una estrella tipo M tiene una zona de habitabilidad que empieza a una distancia bastante cercana a su estrella, menos de una décima de Unidad Astronómica, lo que hace favorable encontrar planetas tipo Tierra por el método de la velocidad radial como veremos más adelante. El interés hacia la búsqueda de planetas alrededor de estrellas de baja masa, es motivado por varios factores entre los que se encuentran la posibilidad de encontrar planetas con atmósferas y oceános de agua líquida, planetas con masas en el rango entre 5-20 masas terrestres y predicciones inusuales de 12

16 Máster en Astronomía y Astrofísica Figure 2.2: El área sombreada representa la zona habitable como una función de la masa de la estrella (normalizada a la masa solar) y la distancia orbital (en unidades astronómicas). La línea discontinua representa el efecto, por debajo de la cual la rotación entre el planeta y la estrella está sincronizada. biomarcadores. Tal y como se ha estimado en CARMENES, para estrellas de tipo espectral M4 - M5 se espera la detección de exotierras de alrededor de 5 masas terrestres dentro de la zona de habitabilidad. Hay una amplia posibilidad de detección de exotierras en las zonas habitables alrededor de los diferentes tipos de estrellas, tal y como se muestra en la Figura Características Espectrales de las Estrellas tipo M La clase espectral M está principalmente caracterizada por la presencia de fuertes bandas de absorción debidas a la molécula diatómica de oxido de titanio, T io [8]. El sistema de clasicación original estuvo basado en fotografías de espectros en la regíon azul del espectro lo que obedece a la tecnología del momento, para entonces, sólo unas pocas estrellas enanas M fueron estudiadas cuya brillantez permitiera los requerimientos de razón señal/ruido de la espectroscopía. Como ya se mencionó las estrellas enanas M son estrellas rojas de baja lu- 13

17 Valencian International University / VIU minosidad, por lo que tiene sentido denir un sistema de clasicación basado en longitudes de onda más rojas, maximizando así la señal-ruido de las observaciones. La solidicación del sistema de clasicación de las estrellas enanas M surge con el mejoramiento en la tecnología de los detectores, particularmente el advenimiento de los sensores CCD. Hacia inicios de los años 90 surgieron dos sistemas de clasicación: Mike Bessell, basado en las bandas de T io para estrellas enanas M tempranas y V O para las tardías; al mismo tiempo Kirkpatrick, Henry y McCarthy en 1991, derivaron un sistema basado en una comparación punto a punto por mínimos cuadrados de espectros individuales de baja resolución [4] con espectros de estándares, normalizando el espectro a 7500 Angstroms. Esta última clasicación usa las características atómicas y moleculares (T io, V O, CaH) y también la forma general del espectro. El sistema KHM tiene una extensiva lista de estrellas estándares que se pueden encontrar por medio del observatorio virtual [5]. Entre los primeros catálogos de estrellas cercanas conocidos que contienen información astrométrica, fotométrica y espectroscópica se encuentran los Catalogue of Nearby Stars,CN S, cuyo primer proponente fue Gliese en 1957 con el catálogo CN S1, que son las estrellas Gliese originales identicadas como Glxxx, más adelante fue extendido el estudio con mayor cantidad de estrellas resultando el CN S2, una decada después de su publicación, Gliese y Jahreiss publicaron un suplemento del CN S2 incluyendo nuevos datos para las estrellas que fueron identicadas como GJxxx, en los años posteriores nuevos datos fueron recopilados naciendo en 1980 un catálogo electrónico propuesto por Jahreiss y Gliese conocido como pcn S3, este catálgo no fue publicado ocialmente pero sirvió de mucho apoyo y referencia para proyectos a gran escala, entre ellos por supuesto el P M SU (Palomar/Michigan State University)[8]. El catálogo P M SU es un proyecto de espectroscopía que involucra aproximadamente 2400 estrellas con magnitudes absolutas M V > 7.5, la espectroscopía permite además de una estimación cuantitativa de la temperatura efectiva y la luminosidad, un conocimiento de la abundancia química y de la actividad cromosférica de la estrella. Los principales artículos resultados del 14

18 Máster en Astronomía y Astrofísica proyecto son Reid, Hawley & Gizis (1995) y Hawley, Gizis & Reid (1996), [9]. El método primario para la calibración utilizó los índices espectroscópicos de las bandas estrechas diseñados para medir la profundidad de las bandas moleculares de absorción debidas al óxido de titanio (T io), el hidrido de calcio (CaHO) y el hidróxido de calcio (CaOH). Los índices se calculan midendo la razón entre el ujo dentro de una pequeña región (en longitud de onda) centrada en la característica y un punto cercano que represente un continuo conocido como pseudo-contínuo. El análisis está principalmente concentrado en el rango del espectro entre 6000 Angstroms a 7500 Angstroms, región que concentra varias bandas del T io además de las bandas de CaHO y CaOH. Un ejemplo de la técnica usada por el P MSU se ilustra en la Figura 2.3, imagen obtenida de la documentación referente a dicho catálogo [10]. Figure 2.3: Denición de los índices espectrales usados para medir las bandas T io, CaH y CaOH en el catálogo P MSU. El artículo de Kirkpatrick da información de una extensiva lista de características identicables distinguibles entre 6300 Angstroms Angstroms 15

19 Valencian International University / VIU [4]. En la Tabla 2.2 mencionamos algunas de ellas. 16

20 Máster en Astronomía y Astrofísica Longitud de Onda (Å) Identicación Características 6322, 6358 T io M tempranas y tardías 6448, CaH Fuertes en enanas K 6382, 6389 CaH Vistas en enanas - desaparecen en estrellas M medias 6415 CaOH 6497 BaII blended with T i,f e,ca Vistas en K y M tempranas 6563 H α En absorción en tipo K y en emisión en tipo M 6569, 6596 T io En estrellas M medias a tardías 6629, , 6680, 6713 T io En estrellas M medias a tardías 6746, 6814, LiI Vista en algunas estrellas K y M 6750, 6903, 6908 CaH Fuertes en M tempranas 6921, 6946, Telluric O 2 (B band) FeI K y M tempranas supergigantes 7053, 7087, 7124 T io Encontradas en todas, más fuertes en tempranas y medias estrellas M 7159, 7197, , 7273 Telluric H 2 O 7334, 7372,7393 V O Vistas solo en M tardías 7405,7418, ,7358,7364 TiI Obvias en K y en tempranas gigantes y supergigantes M 7389 FeI Obvias en K y en tempranas gigantes y supergigantes M 7411 FeI Obvias en K y en tempranas gigantes y supergigantes M 7589, 7628 T io Encontradas en todas, 7594, 7685 Telluric O 2 (A band) 7665, 7699 KI Obvias sólo en enanas y subenanas 7666, 7672, 7705 T io Prominentes en estrellas M 7743,7752, , 7828,

21 Valencian International University / VIU Longitud de Identicación Características Onda (Å) 7851, 7865, 7897 V O Obvias en estrellas M tardías 7900, 7919, , 7961, , 7895, 7916 CN Obvias en estrellas supergigantes, débiles en estrellas gigantes, no vistas en estrellas enanas 7941, 7963, , F ei Vistas en estrellas subenanas 8164, 8177 Telluric H 2 O 8183, 8195 NaI Encontradas en todas, fuertes en estrellas enanas 8206, 8251, 8289 T io Encontradas en todas, fuertes en medias M 8303, 8335, , 8420, , 8506, , Telluric H 2 O 8282 Telluric H 2 O 8308, 8330 TiI y FeI blends Marginalmente visibles en estrellas gigantes y estrellas supergigantes 8327 F ei Encontradas en estrellas enanas K 8388 FeI Fuertes en K hasta medias tipo M 8432, 8442, 8452 T io Prominentes en medias a tardías M Table 2.2: Hay múltiples referencias para la construcción de esta Tabla que pueden encontrarse en el artículo de donde tomamos estos datos correspondiente al trabajo de Kirkpatrick et al. 18

22 Máster en Astronomía y Astrofísica Ya que se hemos hablado de la clasicación espectral de las estrellas tipo M, conviene recordar los distintos tipos espectrales que hay en función de la temperatura y algunos de sus parámetros fundamentales, la referencia de estos datos es [3]. Tipo Espectral Temperatura Efectiva (K) Masa (M/M ) Radio (R/R ) M M M M M M M M M M Table 2.3: Algunas características de los tipos espectrales de estrellas M Actividad cromosférica En las estrellas, la temperatura disminuye desde el núcleo hacia el exterior, hasta alcanzar la cromosfera, en dicha región la temperatura aumenta nuevamente. Esta temperatura es tan grande que llega a arrancar electrones del átomo de hidrógeno, es decir, ionizando los átomos, produciendo, entre otras, la línea de Balmer H α a una longitud de onda de 6563 Å. Esta línea de emisión es un indicativo muy importante de actividad cromosférica en una estrella. La manera de obtener este valor es a través de los espectros. La emisión de la línea de H α en las estrellas tipo M, es la mayor de todas las líneas cromosféricas. Si además tenemos en cuenta que estas estrellas emiten muy débilmente en la zona azul del espectro, tenemos que la línea de H α es el principal trazador de actividad cromosférica. En el análisis de nuestros espectros trataremos de reconocer la presencia de esta línea para establecer o no una actividad cromosférica considerable. 19

23 Valencian International University / VIU Detección de Exoplanetas Método de la velocidad radial Este método, ya empleado en el estudio de sistemas binarios, parte del hecho de que en un sistema planeta - estrella, ambos orbitan el centro de masas común, por lo que la estrella tendrá una cierta oscilación. Ésta será más evidente cuanto mayor sea el cociente de masas entre el planeta y la estrella. En los casos en los que la oscilación puede medirse directamente se hace referencia al método de astrometría. Sin embargo, en el caso de las exotierras, debido a su bajísima masa, la oscilación no puede medirse directamente y recurrimos a la medida del efecto Doppler en las líneas espectrales a lo largo del tiempo. Si se observa una variación periódica en el desplazamiento de las líneas, sabremos que la estrella está oscilando, acercándose y alejándose de nosotros alternativamente. En consecuencia, podremos obtener información sobre los cuerpos que la provocan. El método de velocidad radial para detectar exoplanetas se basa en la detección de las variaciones en la velocidad de la estrella central, debido al cambio de dirección de la fuerza gravitacional de un exoplaneta (no visible) a medida que orbita la estrella. Cuando la estrella se mueve hacia nosotros, su espectro es desplazado al azul mientras que es desplazado hacia el rojo cuando se aleja de nosotros. Regularmente mirando el espectro de una estrella, se puede ver si se mueve periódicamente debido a la inuencia de un compañero. El método se ilustra en la Figura 2.4. El valor de la velocidad radial típica para poder detectar planetas tipo Tierra alrededor de las estrellas M es del mismo orden que el valor necesario para detectar a un planeta tipo Júpiter alrededor de una estrella tipo Sol y a la misma distancia. Los objetivos de este proyecto exigen una alta precisión en la determinación de la velocidad radial, alrededor de 1 m/s (La velocidad radial del sistema Tierra - Sol es de aproximadamente 9 cm/s). Las simulaciones realizadas para diferentes bandas y diferentes subtipos espectrales mostraron que una 20

24 Máster en Astronomía y Astrofísica Figure 2.4: Método de la velocidad radial para la detección de exoplanetas. Técnica que utilizará CARMENES. Imagen tomada de http: // www. infoastro. com/ / 04planetas-extrasolares. html resolución de R = sería adecuada para alcanzar una precisión más que suciente para la mayoría de los casos (ver la Tabla 2.4). Además, la observación simultánea de visible y NIR permitirá calibrar los efectos de la actividad estelar, que de otra forma podría dar falsos positivos en la detección de exoplanetas o disminuir la precisión en la velocidad radial. Resolución Señal/Ruido Precisión VR (m/s) V Y J H V Y J H Spectral Type M Spectral Type M Spectral Type M Table 2.4: Señal ruido y la precisión en la velocidad radial que puede obtenerse para datos de esta calidad dependiendo de la longitud de onda [13]. El objetivo de CARMENES es entonces estudiar las estrellas mencionadas anteriormente. Para ello, el Consorcio está creando tres muestras de estrellas, 21

25 Valencian International University / VIU cada una de ellas con 100 estrellas: S1 (estrellas con tipo espectral M4.0), S2 (estrellas con M3.5 o M3) y S3 (estrellas desde M2.5 a M0). De esta forma se garantiza que se cubrirán homogéneamente las tres regiones presentadas en la Figura 2.5. Además, se está buscado que las estrellas elegidas no sean especialmente activas (ya que la actividad estropea la precisión en la velocidad radial) [13]. Figure 2.5: Masa estelar (en masas solares) frente a masa planetaria (en masas de júpiter). Los puntos y echas indican exoplanetas detectados, con su masa indicada en el eje vertical y la masa de la estrella que orbitan en el eje horizontal. Las tres zonas coloreadas serán las regiones que estudiará CARMENES. Concretamente se estudiarán 100 estrellas en cada una de las franjas (amarilla muestra S1, verde S2, azul S3). Este instrumento va a cubrir un rango de masa estelar extremadamente poco explorado hasta el momento [13]. 22

26 Capítulo 3 Obtención de los Espectros 3.1 Adquisición de los Datos Espectrógrafo + CCD La CCD de lectura está basada en un chip Ford-Loral de 2048x2048 backiluminated `coateada' con óxido de hafnio para mayor eciencia cuántica (QE). El píxel es de 15x15 µm con un área sensible de mm 2 y trabaja enfriada a -100 C. La cosmética del chip está caracterizada en el visible por su at eld que tiene un 1% de in-homogeneidad aproximadamente, salvo en los bordes donde alcanza el 10% y en algunos píxeles con baja sensibilidad. En el UV la in-homogeneidad es del 4% y la baja sensibilidad en algunos píxeles es mayor. En el IR sube al 5%. El ruido de lectura es 7.2 electrones en alta ganancia. El test de ganancia (Gain) nos muestra 1.58 electrones/adu para alta ganancia (high gain) y 7.5 electrones/adu para baja ganancia (low gain). La linealidad entre 150 electrones de luz y es de ± 0.4% en baja ganancia. La saturación en alta ganancia es a electrones que son aproximadamente cuentas. La eciencia cuántica varía debido al recubrimiento y es 50% en UV, 100% a 4500 Å y baja al 10% a Å. La estabilidad 23

27 Valencian International University / VIU de la sensibilidad es del orden del 4% en 4 años. La corriente de oscuridad es del orden de 0.5 electrones/hora ± 1 electron/hora [6] Datos Primarios Los espectros ha reducir fueron tomados en una campaña de observación llevada a cabo en los meses de mayo y junio de 2012 en el Observatorio de Sierra Nevada (Alicante) utilizando el espectrógrafo Albireo colocado en el telescopio de 1.5 m. Cada noche se tomaron espectros de las estrellas M, de las lámparas de calibración (arcos) y de un conjunto de estrellas estándares que servirán más adelante para la clasicación espectral. Por supuesto los cheros están acompañados de los respectivos at y bias para la reducción inicial de las imágenes. Las estrellas tipo M se identican como P M_Ixxxx y las estándares con la letra G_xxxx. El proceso de obtención del espectro se realizó con el software IRAF siguiendo los pasos descritos en [7]. La Tabla 3.1 muestra la lista de las estrellas ciencia y las estándares, en las diferentes noches de observación. Para todas las imágenes en las diferentes noches se cumplen las siguientes características del espectrógrafo y CCD: slit width = 2.5, grating = 600, Walvel. = 6400, Arc Lamp = Ne, tiempo de exposición para los arcos 50 s. 24

28 Máster en Astronomía y Astrofísica 2012/07/05 Objeto RA DEC m(v) Tiempo de Exp. UTC Masa de Aire GJ687B 17:36: :20: : GJ725A 18:42: :37: : Gl720A 18:35: :44: : PM_I :33: :26: : PM_I :02: :00: : PM_I :05: :32: : PM_I :43: :12: : PM_I :17: :59: : PM_I :38: :07: : PM_I :14: :04: : PM_I :41: :43: : PM_I :05: :51: : /07/06 Objeto RA DEC m(v) Tiempo de Exp. UTC Masa de Aire GJ725B 18:42: :37: : PM_I :57: :20: : PM_I :17: :59: : PM_I :06: :29: : /07/07 Objeto RA DEC m(v) Tiempo de Exp. UTC Masa de Aire Gl752A 19:16: :10: : PM_I :02: :00: : PM_I :04: :54: : /07/11 Objeto RA DEC m(v) Tiempo de Exp. UTC Masa de Aire Gl752A 19:16: :10: : PM_I :31: :54: : PM_I :04: :50: : PM_I :27: :04: : PM_I :51: :55: : PM_I :43: :07: : PM_I :58: :35: : PM_I :11: :53: :

29 Valencian International University / VIU 2012/07/12 Objeto RA DEC m(v) Tiempo UTC Masa de Aire de Exp. Gl763 19:34: :34: : PM_I :11: :06: : PM_I :14: :39: : PM_I :42: :38: : PM_I :51: :08: : PM_I :24: :37: : PM_I :03: :16: : PM_I :33: :35: : Tabla 3.1: Información sobre las estrellas estándar y las estrellas a estudiar observadas desde el Observatorio Sierra Nevada. La Tabla muestra el tipo u nombre del objeto, ascensión recta, declinación, magnitud aparente, tiempo de exopsición, hora UT de la imagen y la masa de aire. 26

30 Máster en Astronomía y Astrofísica 3.2 Corrección por Bias y Flat La Figura 3.1 muestra un ejemplo de cada tipo de imagen en crudo. Se puede observar la necesidad de recortar las imágenes. En la imagen del espectro se puede notar una saturación en la parte superior que debe ser eliminada. Figure 3.1: Ejemplo de los diferentes tipos de imágenes obtenidas. De arriba - abajo, izquierda - derecha: espectro estrella tipo M, at, bias, espectro estrella estándar, arco de calibración. A continuación, la Figura 3.2 muestra el perl en líneas y columnas de la distribución de píxeles en el at. Ahora es más claro que se deben recortar las imágenes en el rango de [750:1300] en el eje columnas, el eje lineas no se recortó. 27

31 Valencian International University / VIU Figure 3.2: Distribución de los píxeles del at a lo largo de las columnas y las las. De acuerdo a la distribución de columnas, las imágenes deben recortarse en el rango de en donde se encuentra la información contenida o recibida por la rendija. Para recortar las imágenes se utilizó la tarea imcopy de IRAF : imcopy *.t[750:1300,0:2000] r//*.t. Una vez realizado este proceso se procedió a corregirlas por bias y at. Para el bias se utilizó la tarea imcombine y para obtener el at promedio se utilizó f latcombine, la normalización del at resultante se realizó con response, ajustando un spline3 de orden 15 a lo largo de la dirección de dispersión. La dirección de dispersión se dene con el parámetro dispaxis que debe ser 1 si el espectro es horizontal y 2 si el espectro es vertical. En nuestro caso como vemos este valor será 2. La Figura 3.3 muestra nuevamente un grupo de imágenes recortadas y corregidas por bias y cuadro plano, de tal manera que están listas para el proceso de extracción del espectro. 28

32 Máster en Astronomía y Astrofísica Figure 3.3: Ejemplo de los diferentes tipos de imágenes corregidas. De arriba - abajo, izquierda - derecha: espectro estrella tipo M, arco de calibración, espectro estrella estándar, at normalizado, bias combinado. No realizamos corrección por corriente oscura ya que la CCD trabaja a una muy baja temperatura y rara vez el error es signicativo. 3.3 Extracción de los Espectros Como ejemplo se muestra a continuación con detalle la obtención de un espectro desde la imagen cruda hasta obtener el espectro normalizado. Ilustraremos la obtención del espectro de la estrella identicada como PM_I La Figura 3.4 muestra la imagen cruda y la imagen después de aplicar la corrección por Bias y Flat. Una vez obtenida la imagen "limpia" se procedió a extraer el espectro, para llevar a cabo dicha actividad se utilizó la tarea multipasos de IRAF apall, 29

33 Valencian International University / VIU Figure 3.4: Espectro de la estrella I18338 antes y después de recortar y realizar la corrección por Bias y Flat. a la cual se accede desde noao - twodspec - apextract, que contiene varios parámetros, el siguiente recuadro muestra la tarea con los valores seleccionados. apall("fbri ", nnd=1, output="", apertures="", format="onedspec", references="", proles="", interactive=yes, nd=yes, recenter=yes,resize=yes, edit=yes, trace=yes, ttrace=yes, extract=yes, extras=no, review=yes, line=indef, nsum=10, lower=-10., upper=10., apidtable="",b_function="chebyshev", b_order=2, b_sample="- 40:-20,20:40", b_naverage=-3, b_niterate=0, b_low_reject=3., b_high_rejec=3., b_grow=1.0, width=20.,radius=15., nnd=1, threshold=0., minsep=5., maxsep=1000., order="increasing", aprecenter="", npeaks=indef, shift=yes, llimit=indef, ulimit=indef,ylevel=0.1, peak=yes, bkg=yes, r_grow=0., avglimits=no, t_nsum=10, t_step=10, t_nlost=3, t_function="spline3", t_order=3, t_sample="*", t_naverage=1,t_niterate=1, t_low_reject=3., t_high_rejec=3., t_grow=0., background="t", skybox=1, weights="variance", pt="t1d", clean=no, saturation=indef,readnoise="7.2", gain="1.58", lsigma=4., usigma=5., nsubaps=1) En este momento IRAF nos muestra la apertura del espectro, para centrar la apertura utilizamos n y las teclas u o l para seleccionar el ancho hacia la derecha y hacia la izquierda. La Figura 3.5 muestra la imagen obtenida en 30

34 Máster en Astronomía y Astrofísica este paso. Este es una gráca de valores de pixeles en función de y, el espectro estelar es representado por el pico. Debemos buscar una apertura que reuna toda la luz en dicho pico. Figure 3.5: usuario. Ventana de aperturas seleccionadas por IRAF y ajustada por el El siguiente paso fue seleccionar el ruido del cielo pulsando la tecla b y ajustando con f una vez seleccionadas las regiones que indican el nivel del ruido con s. La Figura 3.6 muestra el ajuste del cielo seleccionado. Salimos con q y aparece entonces la traza a la cual ajustamos un polinomio procurando obtener un buen RMS. La traza es lo que determine la forma de la apertura a medida que nos movemos a lo largo del eje de dispersión. En la Figura 3.7 se muestra tal situación. Salimos con q y respondemos que sí a todas las preguntas. Hemos generado el espectro pero aún no está calibrado en longitud de onda, como se observa en la Figura 3.8. Realizamos lo mismo con el arco de calibración, 31

35 Valencian International University / VIU Figure 3.6: Selección del ruido del cielo. apall Fbrarco-008.t references="fbri " recentrace- back- interac- format="onedspec". El último paso necesario para obtener el espectro deseado es calibrar en longitud de onda. IRAF tiene una rutina para generar una calibración en longitud de onda usando una lista de líneas conocidas de la respectiva lámpara de calibración, que este caso fue de Neón y con ella se calibraron todos los espectros. La Tabla 3.2 muestra las principales líneas. La primera orden para obtener la calibración es: identify Fbrarco-008.t que despliega las líneas del Ne, entonces pulsamos m en el centro de la línea y anotamos la longitud de onda correspondiente comparando con las aquellas apreciables en la Figura 3.9, una vez identicadas unas tres líneas, pulsamos f para ajustar el mejor polinomio, damos q y al regresar ya tenemos la conversión entre pixeles y longitudes de onda. Finalmente identicamos algunas líneas más y salimos con q. El resultado es el mostrado en la Figura

36 Máster en Astronomía y Astrofísica Figure 3.7: Ajuste de la traza. Figure 3.8: Espectro extraido sin calibrar, el eje x está en pixeles. El siguiente paso es asociar la solución encontrada a la imagen. Ahra necesitamos asociar tal solución con nuestro espectro. Para hacer esto es necesario añadir la palabra clave al encabezado de las imágenes ciencia. Para modicar el encabezado usamos la tarea hedit, así: hedit FbrI REFSPEC1 Fbrarco add+ Finalmente aplicamos la solución encontrada a la imagen usando la tarea dispcor. 33

37 Valencian International University / VIU Longitud de Onda (Å) Nombre NeI(6) NeI(1) NeI(3) NeI(3) NeI NeI(1) NeI(5) NeI(1) NeI(5) NeI NeI(1) NeI(3) NeI(1) NeI(3) NeI NeI(6) blend HeI with NeI NeI NeI(6) NeI(1) NeI(6) NeI(3) NeI NeI Tabla 3.2: Líneas del Neón. dispcor FbrI out_fbri Con la tarea splot podemos visualizar el espectro obtenido calibrado en longitud de onda. Además splot permite hacer mediciones diversas a las líneas del espectro. 34

38 Máster en Astronomía y Astrofísica Figure 3.9: Líneas conocidas del Neón. Figure 3.10: Líneas del Neón en longitud de onda. 35

39 Valencian International University / VIU 36

40 Capítulo 4 Clasicación de los Espectros Empezamos este capítulo mostrando los espectros obtenidos anteriormente para cada estrella y las estándares. 37

41 Valencian International University / VIU Figure 4.1: Estrella estándar Gl720A. 38

42 Máster en Astronomía y Astrofísica Figure 4.2: Estrella estándar Gl725A. 39

43 Valencian International University / VIU Figure 4.3: Estrella estándar GJ687B. 40

44 Máster en Astronomía y Astrofísica Figure 4.4: Estrella estándar Gl752A. 41

45 Valencian International University / VIU Figure 4.5: Estrella estándar Gl

46 Máster en Astronomía y Astrofísica Figure 4.6: Estrella estándar Gl725B. 43

47 Valencian International University / VIU Figure 4.7: Estrella ciencia I

48 Máster en Astronomía y Astrofísica Figure 4.8: Estrella ciencia I

49 Valencian International University / VIU Figure 4.9: Estrella ciencia I

50 Máster en Astronomía y Astrofísica Figure 4.10: Estrella ciencia I

51 Valencian International University / VIU Figure 4.11: Estrella ciencia I

52 Máster en Astronomía y Astrofísica Figure 4.12: Estrella ciencia I

53 Valencian International University / VIU Figure 4.13: Estrella ciencia I

54 Máster en Astronomía y Astrofísica Figure 4.14: Estrella ciencia I

55 Valencian International University / VIU Figure 4.15: Estrella ciencia I

56 Máster en Astronomía y Astrofísica Figure 4.16: Estrella ciencia I

57 Valencian International University / VIU Figure 4.17: Estrella ciencia I

58 Máster en Astronomía y Astrofísica Figure 4.18: Estrella ciencia I

59 Valencian International University / VIU Figure 4.19: Estrella ciencia I

60 Máster en Astronomía y Astrofísica Figure 4.20: Estrella ciencia I

61 Valencian International University / VIU Figure 4.21: Estrella ciencia I

62 Máster en Astronomía y Astrofísica Figure 4.22: Estrella ciencia I

63 Valencian International University / VIU Figure 4.23: Estrella ciencia I

64 Máster en Astronomía y Astrofísica Figure 4.24: Estrella ciencia I

65 Valencian International University / VIU Figure 4.25: Estrella ciencia I

66 Máster en Astronomía y Astrofísica Figure 4.26: Estrella ciencia I

67 Valencian International University / VIU Figure 4.27: Estrella ciencia I

68 Máster en Astronomía y Astrofísica Figure 4.28: Estrella ciencia I

69 Valencian International University / VIU Figure 4.29: Estrella ciencia I

70 Máster en Astronomía y Astrofísica Figure 4.30: Estrella ciencia I

71 Valencian International University / VIU Figure 4.31: Estrella ciencia I

72 Máster en Astronomía y Astrofísica Figure 4.32: Estrella ciencia I

73 Valencian International University / VIU Figure 4.33: Estrella ciencia I

74 Máster en Astronomía y Astrofísica Figure 4.34: Estrella ciencia I

75 Valencian International University / VIU Figure 4.35: Estrella ciencia I

76 Máster en Astronomía y Astrofísica Figure 4.36: Estrella ciencia I

77 Valencian International University / VIU Figure 4.37: Estrella ciencia I

78 Máster en Astronomía y Astrofísica 4.1 Clasicación Estrellas Estándares El primer paso para lograr la clasicación de nuestras estrellas tipo M es averiguar el tipo espectral de las estrellas estándares. La Tabla 4.1 muestra en resumen las estrellas estándares observadas en la campaña de estudio de las estrellas tipo M. Estrella Estándar GJ687B GJ725A GJ725B Gl720A Gl752A Gl763 Tabla 4.1: Estrellas estándares que servirán para la clasicación espectral. El siguiente trabajo es localizar numerosas fuentes que nos permitan averiguar la clasicación espectral de las anteriores estrellas e identicar las principales características de cada una de ellas. Una vez obtenido el tipo espectral de las estándares compararemos su espectro con el de las estrellas analizadas con el n de obtener también su tipo espectral. Nuestros espectros están en el rango entre 5000 y 8500 Å por lo que es posible comparar con los espectros del P MSU. Debido a los problemas de normalización, realizaremos una clasicación cualitativa, seleccionando una muestra de cada tipo espectral obtenido desde el catálogo P MSU y también utilizando nuestras estándares. A continuación mostramos un ejemplo de cada tipo espectral que encontramos vía web en la dirección electrónica [15]. Los datos son de libre acceso, se bajaron y se gracaron utilizando gnuplot. Además del catálogo P M SU utilizaremos también la información encontrada en el artículo de Kirkpatrick, Henry y McCarthy [4], que representa la clasicación KHM. Revisando la literatura las dos clasicaciones dieren a lo máximo en

79 Valencian International University / VIU Figure 4.38: Estrella del catálogo P MSU de tipo espectral K5 y según KHM M0. 76

80 Máster en Astronomía y Astrofísica 77 Figure 4.39: Estrella del catálogo P MSU de tipo espectral M0 y según KHM M0.5.

81 Valencian International University / VIU Figure 4.40: Estrella del catálogo P M SU de tipo espectral M

82 Máster en Astronomía y Astrofísica Figure 4.41: Estrella del catálogo P M SU de tipo espectral M

83 Valencian International University / VIU Figure 4.42: Estrella del catálogo P M SU de tipo espectral M

84 Máster en Astronomía y Astrofísica Figure 4.43: Estrella del catálogo P M SU de tipo espectral M

85 Valencian International University / VIU Figure 4.44: Estrella del catálogo P MSU de tipo espectral M2.5 y según KHM M

86 Máster en Astronomía y Astrofísica Figure 4.45: Estrella del catálogo P M SU de tipo espectral M

87 Valencian International University / VIU Figure 4.46: Estrella del catálogo P MSU de tipo espectral M3.5 y en KHM M

88 Máster en Astronomía y Astrofísica Figure 4.47: Estrella del catálogo P M SU de tipo espectral M

89 Valencian International University / VIU Figure 4.48: Estrella del catálogo P M SU de tipo espectral M

90 Máster en Astronomía y Astrofísica Figure 4.49: Estrella del catálogo P M SU de tipo espectral M

91 Valencian International University / VIU Figure 4.50: Estrella del catálogo P M SU de tipo espectral M

92 Máster en Astronomía y Astrofísica Figure 4.51: Estrella del catálogo P M SU de tipo espectral M

93 Valencian International University / VIU En las noches de observación desde el Observatorio de Sierra Nevada se tomaron espectros de algunas de las estándares anteriormente mencionadas que analizaremos a continuación y compararemos sus espectros para asegurarnos que la comparación que vamos a realizar posteriormente sea correcta. Gl752A El espectro de esta estrella estándar está analizado en el catálogo KHM. La Figura 4.52a muestra el espectro de esta estándar, mostrando las principales características moleculares y atómicas. Las bandas de T io más sobresalientes están en 6322, 6569, 7053, 7666, 8206 y 8432 Å; las líneas de CaH ocurren en 6346, 6382 y 6750 Å; V O está presente en 7334 y 7851 Å. Las características atómicas más prominentes son las líneas de H α, a veces en emisión en estrellas tardías, el doblete de resonancia del potasio está en 7665/7699 Å y el doblete del sodio en 8183/8195 Å. 90