Poblaci on de C´ umulos Estelares en las´ Galaxias NGC ... · Figura 1.1: Diagrama de diapas on de Hubble, el cual muestra los tipos morfol ogicos de galaxias. Las galaxias tempranas

Poblacion de Cumulos Estelares en lasGalaxias NGC 3077 y NGC 5253

porLic. Pedro Antonio Ovando Ramırez

Tesis sometida como requisito parcial paraobtener el grado de

MAESTRO EN CIENCIAS EN LAESPECIALIDAD DE ASTROFISICA

en el

Instituto Nacional de Astrofısica, Optica yElectronica

Julio 2015Tonantzintla, Puebla

Supervisada por:

Dr. Lino H. Rodrıguez MerinoINAOE

Dr. Y. Divakara MayyaINAOE

c©INAOE 2015El autor otorga al INAOE el permiso de

reproducir y distribuir copias en su totalidad o enpartes de esta tesis

Dedicada ami madre

iii

Agradecimientos

Quiero agradecer al INAOE y a la coordinacion de Astrofısica por el apoyo brin-dado en mi estancia como estudiante. Agradezco tambien al CONACYT por la becaotorgada para estudiar mi maestrıa.

A mis asesores, los Doctores Lino Hector Rodrıguez Merino y Divakara MayyaYalia por su apoyo y recomendaciones a lo largo de la realizacion de esta tesis.Agradezco sobre todo su paciencia.

A los Doctores Emanuele Bertone, Luis Carrasco y Daniel Rosa, por la revi-sion de esta tesis y sus consejos para mejorarla les estoy profundamente agradecido.Ası como tambien a todos los investigadores del instituto que me impartieron claseles estoy agradecido por haber contribuido en mi formacion profesional.

A mis companeros y amigos, que he hecho en el transcurso de mi estancia en elINAOE, agradezco su amistad, su apoyo. Especialmente quiero agradecer a Mayraquien me ayudo en inumerables ocaciones, a Gerardo con que siempre podıa contar,a Ana, mi novia, por toda su compresion y carino, a Juan ((pinto)) por todo lo quehemos convivido, a Omar quien conocıa de tiempo atras. A mis demas companerosy amigos por haberlos conocido.

Tambien quiero agradecer a mi familia sobre todo a mi madre quien ha sido miprincipal apoyo a lo largo de toda mi vida. A mi hermana, a mis sobrinas, tios yprimos quienes siempre mostraron interes en la culminacion de mi maestrıa.

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Resumen

Las galaxias cercanas NGC 3077 y NGC 5253 estan clasificadas como Irregulares II(Irr II) o ((Amorfas)). Esta clase de galaxias presentan propiedades espectro-fotometri-cas anomalas.Una razon de tal anomalıa es que estas galaxias tienen regiones con altaformacion estelar, ası como regiones sin brotes de formacion estelar reciente, es decir,han tenido una formacion estelar no continua y por lo tanto existen diferentes pobla-ciones estelares. A partir del estudio de estas poblaciones estelares se espera conocermas sobre la causa o el mecanismo que ha disparado la formacion estelar en galaxiasIrr II. Algunos autores sugieren que el brote de formacion estelar es disparado porla interaccion de estas galaxias con su vecina proxima, generalmente anfitriona. Sinembargo, otros autores senalan que para muchas de estas galaxias es poco probableque el brote de formacion estelar se deba a la interaccion gravitacional con cualquierotra galaxia y lo que podrıa haber provocado los brotes de formacion estelar soninestabilidades internas de las propias galaxias. Por lo que aun sigue siendo un temaabierto la causa de los brotes de formacion estelar en galaxias Irr II.

En esta tesis se presentan los resultados de la busqueda de cumulos estelarescompactos en NGC 3077 y NGC 5253, ası como la caracterizacion de los cumulosmas brillantes en ambas galaxias. Estos resultados seran de utilidad para conocerla historia de formacion estelar de estas galaxias ya que como los cumulos estelarescompactos se encuentran fuertemente ligados gravitacionalmente pueden vivir pormucho tiempo y de esta forma son evidencias de brotes estelares. Para realizar esteestudio se analizaron imagenes obtenidas con el instrumento ACS del Telescopio Es-pacial Hubble. Para la deteccion de los objetos se utilizo el codigo SExtractor (Bertin& Arnouts, 1996). Se detectaron un total de 500 objetos mas brillantes que I = 22mag en NGC 3077 y 459 candidatos mas brillantes que I = 21.5 mag en NGC 5253.En ambas galaxias existen dos poblaciones de cumulos estelares compactos, una po-blacion de cumulos estelares azul (B − I < 1.5 mag) y otra poblacion de cumulosestelares roja (B − I > 1.5 mag).

Debido a las propiedades fısicas en este tipo de galaxias se realizo un analisisdetallado para cada uno de los cumulos estelares mas brillantes en las dos galaxias.Se calcularon los mapas de emision de Hα y Hβ para hacer la correcion de extincionde cada uno de los cumulos estelares, con esto fue posible romper la degeneracionedad-extincion. Se obtuvieron las edades y masas utilizando diagramas color-color y

vii

viii RESUMEN

color-magnitud respectivamente.En la galaxia NGC 3077 las masas de los cumulos jovenes se encuentran en el

intervalo de 104M� − 7 × 104M� con edades de 5 × 106 a 108 anos y los cumulosglobulares tienen masas que se encuentran en el intervalo de 106M� − 7 × 106M�con edad de 1010 anos. En la galaxia NGC 5253 las masas para los cumulos jovenesse encuentran en el intervalo de 104M�− 2× 105M� con edades de 6× 106 a 3× 108

anos y los cumulos globulares tienen masas en el intervalo de 6×105M�−2×106M�con edades de 2 × 109 a 5 × 109 anos.

((Oımos la galaxia explotary cabalgamos otros planetas,

dormimos en nubes de gasy en playas de relojes de arena... ))

G.C.

ix

Indice general

1. Introduccion 11.1. Clasificacion morfologica de galaxias . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1

1.1.1. Secuencia de Hubble . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 11.1.2. Esquema de Yerkes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 21.1.3. Galaxias Irr . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 31.1.4. Galaxias Irr II . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4

1.2. Cumulos estelares . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 51.3. NGC 3077 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 6

1.3.1. Cumulos estelares en NGC 3077 . . . . . . . . . . . . . . . . . 71.3.2. Interaccion entre NGC 3077, M82 y M81 . . . . . . . . . . . . 9

1.4. NGC 5253 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 101.4.1. Cumulos estelares en NGC 5253 . . . . . . . . . . . . . . . . . 111.4.2. Interaccion entre NGC 5253 y M83 . . . . . . . . . . . . . . . 13

1.5. Motivacion y objetivos de esta tesis . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 13

2. Datos observacionales 152.1. Caracterısticas y observaciones de la ACS . . . . . . . . . . . . . . . 15

2.1.1. Imagenes de NGC 3077 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 152.1.2. Imagenes de NGC 5253 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 16

2.2. Caracterısticas y observaciones de la WFPC2 . . . . . . . . . . . . . 162.2.1. Imagenes de NGC 3077 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 162.2.2. Imagenes de NGC 5253 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17

2.3. Correcciones astrometricas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 172.3.1. Correcion para NGC 3077 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 182.3.2. Correcion para NGC 5253 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 20

2.4. Suma de imagenes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 21

3. Identificacion y Seleccion de Cumulos Estelares 253.1. Identificacion de fuentes brillantes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 25

3.1.1. Identificacion de fuentes en imagenes de NGC 3077 . . . . . . 263.1.2. Identificacion de fuentes en imagenes de NGC 5253 . . . . . . 28

3.2. Correcion por apertura . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 30

xi

xii INDICE GENERAL

3.2.1. Correcion por apertura para NGC 3077 . . . . . . . . . . . . . 303.2.2. Correccion por apertura para NGC 5253 . . . . . . . . . . . . 31

3.3. Seleccion de candidatos a cumulos estelares . . . . . . . . . . . . . . . 313.3.1. Seleccion para NGC 3077 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 313.3.2. Seleccion para NGC 5253 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 35

4. Analisis de las Poblaciones de Cumulos Estelares 394.1. Parametros fısicos de los cumulos estelares . . . . . . . . . . . . . . . 394.2. Estimacion de las Edades y Masas para los Cumulos Estelares mas

Brillantes de NGC 3077 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 444.2.1. Correccion por Extincion . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 454.2.2. Estimacion de la Edad . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 524.2.3. Estimacion de la Masa . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 54

4.3. Resultados . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 574.4. Analisis de colores en NGC 5253 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 594.5. Estimacion de Edades y Masas en NGC 5253 . . . . . . . . . . . . . . 604.6. Estimacion de las Edades y Masas para los Cumulos Estelares mas

Brillantes de NGC 5253 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 644.6.1. Estimacion de la Edad . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 714.6.2. Estimacion de la Masa . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 74

4.7. Resultados . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 78

5. Conclusiones y trabajo a futuro 815.1. Conclusiones . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 815.2. Trabajo a futuro . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 82

A. configuration file.sex 85

B. Catalogos de los Cumulos Estelares mas brillantes de NGC 3077 yNGC 5253 87

Lista de figuras 91

Lista de tablas 97

Bibliografıa 99

Capıtulo 1

Introduccion

Las galaxias clasificadas como irregulares del tipo II (Irr II) presentan una ano-malıa, tienen colores integrados tan rojos como galaxias tipo temprano pero poseencaracterısticas espectrales tıpicas de galaxias tardıas. Una razon de tal anomalıa esque tienen regiones con alta formacion estelar, ası como regiones sin brote estelarreciente, por lo que existiran diferentes poblaciones estelares. A partir del estudio deestas poblaciones se puede conocer mas sobre la causa del brote de formacion estelar.En la siguiente seccion se realiza una revision de las caracterısticas generales de lasgalaxias Irr II y posteriormente se senala la importancia del estudio de cumulosestelares como trazadores de historia de formacion estelar.

1.1. Clasificacion morfologica de galaxias

La clasificacion morfologica de galaxias es usada para dividir galaxias en gruposbasados en su apariencia visual. Existen varios esquemas para clasificar a las galaxiasde acuerdo a sus morfologıas, el mas famoso es el de Hubble, y tambien existe elesquema de Yerkes, ambos se describen a continuacion.

1.1.1. Secuencia de Hubble

El esquema de clasificacion mas ampliamente usado es el de Hubble (basado enla apariencia de las galaxias en banda optica), conocido como la secuencia de Hubble(Hubble, 1926). Este esquema divide a las galaxias en elıpticas (E), galaxias espiralesy galaxias irregulares (Irr). Las galaxias espirales son posteriormente subdivididasen dos secuencias paralelas, galaxias espirales normales (S o alternativamente SA),y galaxias espirales barradas (SB), los tipos intermedios son etiquetados como SAB.Existe una clase transicional de galaxias entre elıpticas y espirales, conocidas comolenticulares ya sean normales (S0) o con barra (SB0).La secuencia morfologica de Hubble tiene forma de diapason, como se muestra en laFigura 1.1, en la cual se observa explıcitamente los dos tipos de galaxias espirales,

1

2 CAPITULO 1. INTRODUCCION

Figura 1.1: Diagrama de diapason de Hubble, el cual muestra los tipos morfologicosde galaxias. Las galaxias tempranas se encuentran del lado izquierdo de la imagen(Elıpticas y Lenticulares), las galaxias tardıas se encuentran del lado derecho (Espi-rales e Irregulares) (imagen tomada de Galaxy Zoo).

las elıpticas y las irregulares. Una galaxia de tipo Hubble se encuentra a lo largo dela secuencia de Hubble.

Dentro de la categorıa de las galaxias elıpticas, existen varios tipos, desde redon-das hasta bastante elongadas. Una galaxia elıptica esta designada como En, dondeel numero n esta relacionado con la elipticidad observada de la galaxia, n = 10ε yε ≡ 1− b/a, a y b son los ejes aparentes mayor y menor de la elipse, respectivamente,proyectados en el plano del cielo. Ası, una galaxia que parece redonda en el cielo esdesignada como E0 y una galaxia cuyo eje mayor sea el doble que el eje menor esuna galaxia elıptica E5.

En la secuencia de Hubble las galaxias espirales se subdividen en Sa, Sab, Sb,Sbc, Sc y SBa, SBab, SBb, SBbc, SBc. Las galaxias espirales con los bulbos masprominentes, los brazos espirales mas apretados y la distribucion de estrellas massuave o continua en los brazos son clasificadas como Sa (o SBA), mientras que lasgalaxias Sc (o SBc) tienen los bulbos mas pequenos, los brazos espirales mas abiertosy se distinguen grupos de estrellas y regiones HII en los brazos espirales.

1.1.2. Esquema de Yerkes

El esquema de Yerkes (o esquema de Morgan) fue desarrollado por Wilson W.Morgan (1958) en el Observatorio de Yerkes, es un esquema de una dimension basadoen la concentracion central de la luz. Morgan organizo a las galaxias en una secuenciaa–f–g–k, donde los objetos de tipo a tienen la mas debil concentracion de la luz yaquellos de tipo k tienen la mas fuerte concentracion central de luz. El esquema deYerkes tambien reconoce los tipos intermedios af , fg y gk.

Las galaxias con esquema de Yerkes tipo a tienden a tener espectro de tipo

1.1. CLASIFICACION MORFOLOGICA DE GALAXIAS 3

(a) LMC (b) SMC (c) M82

Figura 1.2: Prototipos de galaxias irregulares. a) Gran Nube de Magallanes (Irr I),b) Pequena Nube de Magallanes (Irr I), c) M82 (Irr II) (Tomadas de Sandage &Bedke 1994 y Arp 1966).

temprano (A), mientras que las galaxias de tipo k en su mayorıa exhiben un espectrointegrado de tipo tardıo (K), donde nos referimos a los espectros A y K como si setrataran de espectros estelares. Este vınculo entre morfologıa y tipo espectral muestraque la poblacion estelar dominante en galaxias centralmente concentradas es vieja,mientras que galaxias con una baja concentracion central de luz tienden a tener unafuerte componente de poblacion joven.

Ademas del parametro primario de concentracion central, el esquema de clasifi-cacion de Morgan tambien reconoce las siguientes ((formas de familia)): E (elıptica),S (espiral), B (espiral barrada), I (irregular), L (bajo brillo superficial) y N (objetoscon nucleos brillantes superpuestos en un fondo considerablemente tenue).

El esquema de Yerkes agrega un ındice numerico, similar al que Hubble uso pa-ra describir el aplanamiento de las galaxias E. Desde 1, donde la galaxia esta ((defrente)) hasta 7, donde la galaxia esta ((de canto)). Una clasificacion completa deMorgan podrıa ser, por ejemplo, kE6 para una galaxia elıptica de luz concentradacentralmente y altamente aplanada o afS2 para una galaxia espiral practicamente((de frente)) con una baja concentracion central de la luz.

El esquema de Yerkes, en general, correlaciona el tipo de poblacion de una galaxiacon su tipo de Hubble mediante el uso de la concentracion central de la luz como unparametro de clasificacion y ası, tiene la ventaja de que la principal caracterıstica dela galaxia puede ser expresada usando un solo parametro.

1.1.3. Galaxias Irr

La secuencia de Hubble divide a las galaxias irregulares en dos clases: Irr I eIrr II. Las galaxias Irr I son objetos que carecen de simetrıa o de brazos espiralesbien definidos y muestran nodos brillantes que contienen estrellas O y B. Las gala-xias Irr II son objetos asimetricos que tienen mas bien imagenes de texturas suaves.


(a) (b)

Figura 1.3: a)Forma de Yerkes versus tipo de Hubble para 390 galaxias. b)ColoresB − V versus clase espectral (Tomadas de Krienke & Hodge 1974).

Ambas clases frecuentemente muestran regiones de polvo.Tanto la Gran Nube de Magallanes (LMC) como la Pequena Nube de Magallanes

(SMC) son prototipos de galaxias Irr I, mientras que la galaxia M82 (NGC 3034)es el prototipo de una Irr II. La Figura 1.2 muestra imagenes de las galaxias Irrprototipo, en las imagenes de SMC y LMC se puede notar puntos brillantes y laausencia de simetrıa. En cambio, en la imagen de M82 se nota que tiene una texturasuave o continua (sin grumos). Recuerdese que son imagenes fotograficas, con otrosinstrumentos y en otras bandas, estas galaxias pueden verse muy diferentes e inclusonotar estructura.

1.1.4. Galaxias Irr II

La clasificacion de galaxias Irr II fue introducida por Holmberg (1950), el consi-dero a las poblaciones estelares predominantes para clasificar a las galaxias Irr, lasIrr I dominadas por poblacion estelar I y las Irr II dominadas por poblacion este-lar II. Las galaxias Irr II son denotadas como I0 por de Vaucouleurs (1959) y sonllamadas ((amorfas)) por Sandage & Brucato (1979).

El criterio para colocar una galaxia en la clasificacion de Irr II ha sido principal-mente morfologico (en base a imagenes en banda optica, Krienke & Hodge 1974): unaausencia de simetrıa, una textura suave, una ausencia de resolucion, y la presenciade regiones irregulares de polvo. La abundancia de las galaxias Irr II es de ∼ 1 %,generalmente se encuentran en grupos pequenos de galaxias y hay evidencia de queestas galaxias frecuentemente estan interactuando gravitacionalmente (interacciones

1.2. CUMULOS ESTELARES 5

de marea) (Cottrell, 1978).

En la mayorıa de galaxias Irr II existe una anomalıa, tienen colores integradostan rojos como galaxias tipo temprano pero poseen caracterısticas espectrales tıpicasde galaxias tardıas (de Vaucouleurs, 1959), como se muestra en la Figura 1.3. Hayque notar que esta anomalıa tambien se puede expresar de la siguiente forma: lasgalaxias Irr II tienen un tipo espectral joven y un color tardıo, estos en terminos es-telares (Figura 1.3(b)). Las correlaciones que existen entre color, espectro, esquemade Yerkes y tipo de Hubble para las galaxias normales, no se mantienen para la claseIrr II. Una razon de tal anomalıa es que tienen regiones con alta formacion estelar,ası como regiones sin brotes de formacion estelar reciente, es decir, han tenido unaformacion estelar no continua y por lo tanto existiran diferentes poblaciones estela-res.En el caso de la galaxia M82, se han encontrado regiones de formacion estelar re-ciente en su nucleo y a lo largo de su disco hay restos de formacion estelar de unaepoca pasada, estos brotes se deben a la interaccion gravitacional con la galaxia M81(Mayya & Carrasco, 2009).Gallagher & Hunter (1987) senalan que para muchas galaxias Irr II es poco probableque el brote de formacion estelar se deba a la interaccion con cualquier otra galaxiay lo que podrıa haber provocado los brotes de formacion estelar son inestabilidadesinternas de las propias galaxias. Ası que aun sigue siendo un tema abierto lo quecausa los brotes de formacion estelar en galaxias Irr II.

1.2. Cumulos estelares

El estudio de los cumulos estelares ha jugado un papel clave para nuestro en-tendimiento del Universo. Los cumulos de la Vıa Lactea tradicionalmente han sidoclasificados como cumulos globulares o cumulos abiertos.Los cumulos globulares son aglomeraciones de algunas decenas de miles a centenasde miles de estrellas ligadas gravitacionalmente, son estrellas viejas (∼ 1010 anos),son cumulos masivos (3 × 104 − 3 × 106M�), pobres en metales, con radios que vande 0.5− 20 pc (Harris, 1996) y son simetricamente esfericos en la poblacion del halode la Vıa Lactea.Mientras que, los cumulos abiertos son grupos de algunas docenas o cientos deestrellas jovenes (. 109 anos). Estos agregados de estrellas son de baja masa (<5 × 103M�), son ricos en metales y asimetricos en el disco de la Vıa Lactea (Maız-Apellaniz, 2001). En la Vıa Latea existen al menos 160 cumulos globulares y seconocen mas de 1200 cumulos abiertos.

Lo anterior no se cumple totalmente para otras galaxias. En la Gran Nube deMagallanes existen de 13 a 15 cumulos globulares clasicos (edad ∼ 13 × 109 anos)pero tambien hay varios cumulos de edad intermedia (1 − 3 × 109 anos) y muchoscumulos jovenes (< 1 × 109 anos). Algunos cumulos jovenes y de edad intermedia


tienen masa de 104 − 105M� (da Costa, 2002), es decir, en esta galaxia no solo haycumulos jovenes y viejos y ademas sus cumulos jovenes son mas masivos que los dela Vıa Lactea.

Con el uso del Telescopio Espacial Hubble (HST) una nueva clase de cumulosestelares ha sido identificada: los cumulos estelares compactos. Los cumulos estelarescompactos han sido encontrados en varios tipos de galaxias y entornos, se han encon-trado en la galaxia elıptica gigante NGC 1275 (Holtzman et al., 1992), en las galaxiasque se fusionan NGC 4038/4039 (The Antennae) (Whitmore et al., 1999), en M82(Mayya et al., 2008) galaxia Irr II, en M81 (Santiago-Cortes et al., 2010) galaxiaespiral. Los cumulos estelares compactos tienen una masa tıpica de ∼ 104−106M� ytamanos de 1-6 pc (Meurer, 1995). La similitud entre la compactibilidad y la masa delos cumulos estelares compactos con los cumulos globulares hace pensar una relacionevolutiva entre ellos. Los cumulos estelares compactos mas masivos son frecuente-mente llamados super cumulos estelares.Los estudios de cumulos globulares han revelado la historia de formacion estelar tem-prana en sus galaxias huespedes, mediante la idea de que estos sistemas pueden serusados como registros fosiles (Harris & Racine 1979; Harris 1991). Mientras que elestudio de cumulos estelares compactos mas jovenes (< 109 anos) traza la recientehistoria de formacion estelar, que en algunos casos esta relacionada a interaccionescon galaxias vecinas (Whitmore et al. 1999; Mayya et al. 2008).

Todo lo anterior nos muestra que el estudio de los cumulos estelares nos puedeayudar a entender la causa del brote de formacion estelar en galaxias Irr II a partirdel estudio de la poblacion de cumulos estelares.

El trabajo de esta tesis se basa en el analisis de las imagenes de dos galaxiasIrr II cercanas a la Vıa Lactea: NGC 3077 y NGC 5253, con el objeto de estudiarsus poblaciones de cumulos estelares.

1.3. NGC 3077

La galaxia Irr II NGC 3077 (AR=10h 03m 19.1s, DEC=+68d 44m 02s) formaparte del grupo de M81 (NGC 3031), el grupo esta compuesto de aproximadamente25 galaxias, entre ellas la galaxia Irr II M82. NGC 3077 se encuentra a 3.63 Mpcde la Vıa Lactea (Freedman et al., 1994), tiene un tamano angular de 5.4′ × 4.5′,una masa de ∼ 109M�, ası como un tipo espectral integrado A y un color integradoB − V = 0.76. La Figura 1.4 muestra a la galaxia NGC 3077 en el filtro F814Wobtenida por el HST. NGC 3077 no ha sido tan analizada como su companera M82,aun ası, ha sido analizada en longitudes de onda del radio para analizar la estructurade regiones con Hidrogeno neutro (HI) que se encuentran en la region entre NGC 3077y M81 y M82 (van der Hulst 1979, Yun et al. 1994), en infrarrojo y optico paradeterminar la masa y densidad de la region central de NGC 3077 (Price & Gullixson,1989), en rayos-x para estudiar una emision extendida en la region nuclear (Bi et al.,

1.3. NGC 3077 7

Figura 1.4: Imagen de la galaxia NGC 3077 obtenida con el filtro F814W de laAdvanced Camera for Surveys del HST.

1994).

NGC 3077 tiene una tasa de formacion estelar (SFR) maxima de 0.28M� ano−1

(Rosa-Gonzalez, 2005). Por la gran cantidad de polvo que hay en la galaxia, suextincion varıa principalmente de AV = 0.2 a 1.5 mag (Harris et al., 2004). Su nucleobrillante muestra a su alrededor torbellinos y super cascarones de gas ionizado conemision de Hα. El nucleo tambien tiene asociado una emision suave de rayos-x, locual es consistente con una formacion estelar intensa (Bi et al., 1994).

1.3.1. Cumulos estelares en NGC 3077

Parte de la poblacion de cumulos estelares en NGC 3077 ha sido estudiada pre-viamente. Notni et al. (2004) utilizaron imagenes obtenidas con el telescopio de 6 mde la Special Astrophysical Observatory de la Academia Rusa de Ciencias y con el te-lescopio de 1.23 m del Observatorio de Calar Alto, en los filtros UBV Ic. Identificaron124 objetos que tienen una magnitud en el intervalo de 16.05 < V < 22.46 mag. Es-tos autores sugieren que los objetos mas brillantes (V < 19 mag) son probables supercumulos estelares. Comparando la fotometrıa de los candidatos a cumulos estelarescon la fotometrıa obtenida a partir de modelos de sıntesis de poblacion estimaron laedad de estos objetos, la cual esta comprendida en el intervalo de 4−150×106 anos.El cumulo estelar etiquetado como ID=65/66 es de los objetos mas brillantes conMV ∼ −11 mag y con una edad ∼ 107 anos, este cumulo esta ubicado en la region


Figura 1.5: Posiciones de cumulos estelares confirmados por Harris et al. 2004 (Figura7 de esta referencia) superpuestos en la imagen de la galaxia tomada con el filtro deF547M. Los colores indican la edad del cumulo: 1 − 5 ×106 anos (violeta), 6 − 10×106 anos (azul), 10−20 ×106 anos (verde), 20−40 ×106 anos (amarillo), 40−1000×106 anos (rojo).

central de alta formacion estelar.

Harris et al. (2004) utilizaron imagenes obtenidas de esta galaxia con la WideField Planetary Camera 2 (WFPC2) del HST usando los filtros F300W, F487N,F547M, F656N y F814W para detectar cumulos estelares. Basaron la seleccion decandidato a cumulo en una magnitud mınima (MV = −9 mag), ası como de unancho a altura media de FWHM & 0.13′′. La seleccion de FWHM fue debido a la altaresolucion angular de la WFPC2, su Point Spread Function (PSF) tiene un FWHMde ∼ 0.13′′, que corresponde a ∼ 2 pc a la distancia que se encuentra NGC 3077.Ası que el FWHM es aproximadamente el radio de los cumulos estelares compactos.Estos autores detectaron 55 cumulos estelares, los cuales tienen magnitudes en elintervalo de 16.3 < V < 20.98 mag. Comparando la fotometrıa de los cumulos con lafotometrıa obtenida a partir de modelos de sıntesis de poblacion estimaron edades de106 − 109 anos y masas de (1− 219)× 103M�. La Figura 1.5 muestra la ubicacion delos cumulos y el color de los numeros corresponde a las edades estimadas: 1−5 ×106

1.3. NGC 3077 9

Figura 1.6: Algunos cumulos estelares identificados en M82 por Mayya et al. 2008,cuyas edades podrıan corresponden a la epoca de la interaccion de M82 con M81(Figura 1 de Mayya et al. 2008).

anos (violeta), 6−10 ×106 anos (azul), 10−20 ×106 anos (verde), 20−40 ×106 anos(amarillo), 40 − 1000 ×106 anos (rojo). Destaca el cumulo estelar etiquetado comoID = 1, ya que es el mas masivo con una masa en el intervalo de (59−219)×103M�y una edad de (8 − 14) × 106 anos; es el mismo cumulo que Notni et al. (2004)etiquetaron como ID = 65/66, al cual estos autores estimaron su edad en ∼ 107

anos.

1.3.2. Interaccion entre NGC 3077, M82 y M81

M81 es una galaxia espiral de tipo SA(s)ab, es una de las galaxias mas grandesen el cielo (27′×14′) y masa de ∼ 1012M�. Estudios en radio muestran un puente deHidrogeno neutro (HI) que conecta a M81 con NGC 3077. Las interacciones gravita-cionales (de marea) entre M81, M82 y NGC 3077 son las responsables de la formaciondel puente de HI (van der Hulst 1979; Yun et al. 1994). Estas interacciones de mareafueron numericamente simuladas por Yun (1999), derivando de esta simulacion lasescalas de tiempo de las interacciones, resultando la mas cercana aproximacion deNGC 3077 con M81 hace ∼ 2.8 × 108 anos y para M82 en ∼ 2.2 × 108 anos.

Mayya et al. (2008) detectaron 653 cumulos estelares usando imagenes de M82obtenidas con la Advanced Camera for Surveys (ACS) del HST, la Figura 1.6 muestraalgunos de ellos. Los cumulos estelares mas jovenes (∼ 106 anos) estan concentradosen el centro de M82, mientras que los cumulos estelares mas viejos (∼ 108 anos) seencuentran distribuidos a lo largo del disco de la galaxia lo cual concuerda con los


Figura 1.7: Imagen de la galaxia NGC 5253 obtenida con el filtro F814W de laAdvanced Camera for Surveys del HST.

resultados de la simulacion de Yun (1999).

De la misma forma, autores sugieren que la interaccion gravitacional entre NGC 3077y M81 ha disparado el brote actual de formacion estelar (Cottrell 1978; van der Hulst1979; Harris et al. 2004) por lo que se espera que existan cumulos estelares con edadesque corresponden con la epoca de esta interaccion.

1.4. NGC 5253

La galaxia Irr II NGC 5253 (AR=13h 39m 55.9s, DEC=-31d 38m 24s) formaparte del subgrupo de M83 (NGC 5236) del grupo Centauro A/M83. Esta galaxia seencuentra a 3.72 Mpc de la Vıa Lactea (Kanbur et al., 2003), tiene un tamano angularde 5.0′ × 1.9′, una masa de ∼ 109M�, ası como una clasificacion en el esquema deYerkes tipo fg y un color integrado B−V = 0.44. La Figura 1.7 muestra a la galaxiaNGC 5253 en el filtro F814W obtenida por el HST. NGC 5253 ha sido estudiada enlongitudes de onda del radio para determinar los diametros de regiones de emisionlibre-libre (Turner et al., 1998), en optico para determinar la presencia de estrellasWolf-Rayet en el nucleo de la galaxia (Walsh & Roy, 1989), en rayos-x para estudiaruna fuente tenue ubicada cerca al centro de NGC 5253 (Martin & Kennicutt, 1995).

NGC 5253 tiene una tasa de formacion estelar de SFR = 0.27 M� ano−1 (Calzettiet al., 2004) y por la gran cantidad de polvo que hay en la galaxia, su extincion varıa

1.4. NGC 5253 11

Figura 1.8: Posiciones de cumulos estelares confirmados por Harris et al. 2004 (Figura8 de esta referencia) superpuestos en la imagen de la galaxia tomada con el filtro deF547M. Los colores indican su edad: 1 − 5 ×106 anos (violeta), 6 − 10 ×106 anos(azul), 10 − 20 ×106 anos (verde), 20 − 40 ×106 anos (amarillo).

principalmente de AV = 0.2 a 1.15 mag (Harris et al., 2004). Estudios en el opticohan revelado gas ionizado con extensa estructura filamentaria en gran parte de estagalaxia (Graham, 1981) y con fuerte concentracion en su centro (Calzetti et al., 1997),lo cual es consistente con una formacion estelar activa. NGC 5253 muestra tambienuna suave emision de rayos-x causada por el calentamiento del gas, probablementedebido al mas reciente episodio de formacion estelar (Martin & Kennicutt, 1995).

1.4.1. Cumulos estelares en NGC 5253

Parte de la poblacion de cumulos estelares en NGC 5253 ha sido estudiada pre-viamente. De igual forma que en NGC 3077, Harris et al. (2004) utilizaron imagenesobtenidas con la WFPC2 del HST usando los filtros F300W, F487N, F547M, F656N yF814W para detectar cumulos estelares. Basaron la seleccion de candidato a cumuloestelar en una magnitud mınima (MV = −9 mag), ası como de un FWHM & 0.13′′.Estos autores detectaron 33 cumulos estelares, los cuales tienen magnitudes en el


Figura 1.9: Distribucion espacial de los cumulos viejos con edad mayor a 20 ×106

anos (cırculos grises) y de cumulos jovenes con edad menor a 20 ×106 anos (cuadrosblancos). La imagen de la galaxia fue tomada en la banda Ks del VLT (Figura 3 deCresci et al. 2005).

intervalo de 16.054 < V < 20.598 mag. Comparando la fotometrıa de los cumuloscon la fotometrıa obtenida a partir de modelos de sıntesis de poblacion estimaronedades de (1 − 28) × 106 anos y masas de (1 − 120) × 103M�. La Figura 1.8 mues-tra la ubicacion de los cumulos y el color de los numeros corresponde a las edadesestimadas: 1 − 5 ×106 anos (violeta), 6 − 10 ×106 anos (azul), 10 − 20 ×106 anos(verde), 20 − 40 ×106 anos (amarillo). Destaca el cumulo estelar etiquetado comoID = 1, ya que es el mas masivo con una masa en el intervalo de (86−120)×103M�y edad de ∼ 106 anos.

Cresci et al. (2005) utilizaron imagenes obtenidas con los filtros V e I del HST (lasmismas que usaron Harris et al. 2004), ası como imagenes en la banda Ks del VeryLarge Telescope (VLT) para detectar cumulos estelares. Detectaron 115 cumulos.Comparando la fotometrıa de los cumulos con la fotometrıa obtenida a partir demodelos de sıntesis de poblacion obtuvieron las edades de los cumulos, los jovenescon edad < 20× 106 anos y los cumulos viejos con edad > 20× 106 anos, ası como elintervalo de masa de 103 − 105M� para los cumulos jovenes y 104 − 106M� para loscumulos viejos. Como muestra la Figura 1.9, muchos cumulos jovenes se encuentranen el centro de NGC 5253 y algunos concuerdan con el estudio de Harris et al. (2004).

1.5. MOTIVACION Y OBJETIVOS DE ESTA TESIS 13

1.4.2. Interaccion entre NGC 5253 y M83

M83 es una galaxia espiral de tipo SAB(s)c con tamano angular de 13′ × 12′ ymasa de ∼ 1012M�. van den Bergh (1980) propuso una interaccion gravitacional entreNGC 5253 y M83 hace ∼ 109 anos basado en observaciones de Hidrogeno neutro (HI)(Rogstad et al., 1974), ya que se observa que la capa de gas en la parte externa de M83(disco de HI) esta significativamente deformada y un ((dedo)) de dicha deformacion degas esta proyectado fuera del halo de M83 hacia NGC 5253. Sin embargo, la distanciaentre NGC 5253 y M83 es de ∼ 600 kpc (Karachentsev et al. 2002; Thim et al. 2003)lo que hace que la epoca de la interaccion entre estas dos galaxias propuesta por vanden Bergh (1980) sea muy posible. Ası que contrario al caso de M81 y NGC 3077,la posible interaccion de NGC 5253 con M83 no ha disparado la formacion estelarreciente y tal vez haya disparado algun brote en la epoca de interaccion.

1.5. Motivacion y objetivos de esta tesis

Ya que en general sigue siendo un tema abierto lo que causa las regiones de altaformacion estelar en galaxias Irr II, nuestro grupo de trabajo ha decidido realizar unestudio de la poblacion de cumulos estelares en las galaxias Irr II, con el objetivo depoder estudiar mejor su historia de formacion estelar. Hemos iniciado con el estudiode las galaxias NGC 3077 y NGC 5253.

El principal objetivo de esta tesis es buscar evidencia de formacion estelar me-diante la busqueda de cumulos estelares compactos en NGC 3077 y NGC 5253 ycaracterizar a los cumulos mas brillantes de las dos galaxias, es decir, estimar lasmasas y edades de los cumulos mas brillantes.

Las poblaciones de cumulos estelares de NGC 3077 y de NGC 5253 han sido estu-diadas anteriormente. Sin embargo, algunos de los datos observacionales empleadospara sus estudios han sido obtenidos con telescopios terrestres, por lo que ha resul-tado complicado resolver cumulos estelares. En otros estudios han empleado datosobservacionales del HST obtenidos con la WFPC2 como los reportados por Harriset al. (2004), ellos detectaron 55 cumulos estelares en NGC 3077 y 33 cumulos es-telares en NGC 5253, muchos de ellos con edad menor a 20 × 106 anos y masas demiles a 105M�. Pero en esta tesis se realiza la busqueda de cumulos estelares com-pactos utilizando imagenes obtenidas con la ACS del HST, la cual tiene una escalade imagen menor que la de WFPC2 ası como tambien un mayor campo de vision(la escala de imagen y el campo de vision para ACS es 0.05′′pixel−1 y 202′′ × 202′′

respectivamente, para WFPC2 la escala de imagen es de 0.1′′pixel−1 y su campo devision es de ∼ 160′′ × 160′′, mas detalles en el siguiente capıtulo), esto sera de granutilidad para resolver los cumulos estelares y ademas se cubrira una mayor area entorno a las dos galaxias.

Otro objetivo de esta tesis es ampliar el numero de cumulos estelares reportadostanto en NGC 3077 como en NGC 5253.


La tesis esta organizada de la siguiente forma. Se describen las caracterısticas delos datos observacionales en el capıtulo 2. En el capıtulo 3 se presentan los criteriospara la seleccion de los objetos, su fotometrıa y la lista de candidatos a cumulosestelares. El analisis de la poblacion de los cumulos estelares se discute en el capıtulo4. Finalmente, en el capıtulo 5 se realiza una discusion de los resultados.

Capıtulo 2

Datos observacionales

Nuestro trabajo se basa en el analisis de imagenes de NGC 3077 y NGC 5253obtenidas por la Advanced Camera for Surveys (ACS) y la Wide-Field PlanetaryCamera 2 (WFPC2) que estuvieron a bordo del HST (ademas se utilizo una imagende NGC 5253 obtenida con la Wide Field Camera 3 (WFC3) ). En la siguiente seccionse describen las caracterısticas de los instrumentos y los detalles de las observaciones.

2.1. Caracterısticas y observaciones de la ACS

Las imagenes de NGC 3077 y NGC 5253 fueron tomadas con el Wide FieldChannel (WFC), que es un detector con un amplio campo de vision de 202′′× 202′′,sensible en el intervalo de 3500−11000 Ay con una escala de imagen de 0.05′′pixel−1.El detector esta formado por dos CCDs de 2048×4096 pixeles cada uno y el tamanodel pixel es de 15µm × 15µm (Sirianni et al., 2005). Si se toma una distancia de laVıa Lactea a NGC 3077 de 3.63 Mpc (Freedman et al., 1994), la escala lineal quecorresponde a 1′′ es de 17.60 pc y cada pixel corresponde a 0.88 pc . De la mismaforma, si NGC 5253 se encuentra a 3.72 Mpc de la Vıa Lactea (Kanbur et al., 2003),la escala lineal que corresponde a 1′′ es de 18.03 pc y cada pixel corresponde a 0.90 pc.

2.1.1. Imagenes de NGC 3077

Se utilizaron imagenes de NGC 3077 obtenidas por la ACS durante el programaACS Nearby Galaxy Survey de 10915 - Dalcanton, Julianne de la Universidad deWashington. Las imagenes fueron obtenidas en los filtros F475W (SDSS g′, archivoj9ra84010.fits), F606W (Broad V, archivo j9ra84020.fits) y F814W (Broad I, archivoj9ra84030.fits). Se usaron estas imagenes debido a que se trato de cubrir todo elespectro visible para poder detectar cumulos tanto jovenes como viejos y porque sonimagenes publicas disponibles en MAST (http://archive.stsci.edu/).

Estas imagenes fueron obtenidas ya reducidas; correcion por bias, dark y cam-pos planos. Estas correcciones se realizaron utilizando el proceso estandar CALACS

15

16 CAPITULO 2. DATOS OBSERVACIONALES

(ACS Data Handbook Version 3.0). Ademas las imagenes fueron procesadas porMultidrizzle, que consiste en limpiar de rayos cosmicos, combinar imagenes, etc.


Se utilizaron imagenes de NGC 5253 obtenidas por la ACS durante el programaThe Discrete X-ray Source Population in NGC 5253, our nearest post-starburst de10765 - Zezas, Andreas del Observatorio Astrofısico del Instituto Smithsoniano. Lasimagenes fueron obtenidas en los filtros F435W (Johnson B, archivo j9k501060.fits),F555W (Johnson V, archivo j9k501040.fits) y F814W (Broad I, archivo j9k501050.fits).De la misma forma, se usaron estas imagenes para cubrir el visible y porque sonimagenes publicas disponibles en MAST. Al igual que las imagenes de NGC 3077,las imagenes de NGC 5253 fueron obtenidas ya reducidas.

Adicionalmente se utilizo una imagen de NGC 5253 obtenida por la Wide FieldCamera 3 (WFC3) que esta abordo del HST usando el filtro F275W (U, archivoicdm59050.fits). Esta imagen fue tomada con el Ultraviolet-Visible (UVIS) channel,que es un detector con un campo de vision de 160′′ × 160′′, en el intervalo de 2000-10000 A, con una escala de imagen de 0.04′′pixel−1. El detector esta formado pordos CCDs de 2048 × 4096 pixeles cada uno (http://www.stsci.edu/hst/ wfc3). Estaimagen se utilizo para obtener una mejor estimacion de edad para los candidatos acumulos estelares jovenes y forma parte del programa LEGUS: Legacy ExtraGalac-tic UV Survey de 13364 - Calzetti, Daniela de la Universidad de Massachusetts -Amherst. Tambien fue descargada de MAST y se obtuvo ya reducida.

2.2. Caracterısticas y observaciones de la WFPC2

Ademas de usar las imagenes obtenidas por la ACS ya descritas, se utilizaronimagenes necesarias de NGC 3077 y NGC 5253, para construir un mapa de enroje-cimiento E(B − V ) de cada galaxia. Las imagenes fueron obtenidas con la WFPC2,la cual es un detector formado principalmente por tres CCDs de 800 × 800 pixeles,campo de vision de 80′′ × 80′′ y una escala de imagen de 0.1′′pixel−1 cada uno, quecubren el intervalo de 1150−11000 A. Considerando la distancia a la que se encuentraNGC 3077 y NGC 5253 cada pixel corresponde a 1.76 pc y 1.80 pc respectivamente.


Las imagenes de NGC 3077 se obtuvieron del programa Calibrating Star For-mation: The Impact of Environment GALAXIES de 9144 - Calzetti, Daniela dela Universidad de Massachusetts - Amherst en los filtros F547M (V, dos archivos:u6eu0304.fits y u6eu0401.fits), F814W (I, dos archivos: u6eu0305.fits y u6eu0402.fits),F487N(Hβ, cuatro archivos: u6eu0306.fits, u6eu0307.fits, u6eu0403.fits y u6eu0406.fits)y F656N (Hα, tres archivos: u6eu030c.fits, u6eu030d y u6eu0405.fits).

2.3. CORRECCIONES ASTROMETRICAS 17

Ya que habıan varias imagenes con diferente orientacion (angulo de posicion),todas las imagenes obtenidas por la WFPC2 se orientaron con respecto a la imagenu6eu0305.fits usando la tarea WREGISTER de IRAF, esta tarea utiliza como datosde entrada dos imagenes, la imagen a orientar y la imagen que sirve de referencia.

Se combinaron todas las imagenes de un mismo filtro para eliminar rayos cosmicosusando la tarea IMCOMBINE de IRAF (con el parametro combine=median) exceptopara los filtros F547M y F814W ya que tienen solo dos imagenes cada uno; para estasimagenes se utilizo la tarea IMEXPR de IRAF para obtener la imagen promedio.


Las imagenes de NGC 5253 se obtuvieron del programa WFPC2 MAPPINGOF DUST OBSCURATION AND STELLAR POPULATIONS IN STARBURSTGALAXIES. GALAXIES AND CLUSTERS de 6524 - Calzetti, Daniela de la Uni-versidad de Massachusetts - Amherst en los filtros F547M (V, cuatro archivos:u3760107.fits, u3760108.fits, u3760109.fits y u376010a.fits), F814W (I, cuatro archi-vos: u3760105.fits, u3760106.fits, u376010b.fits y u376010c.fits), F487N (Hβ, cuatroarchivos: u3760101.fits, u3760102.fits, u376010f.fits y u376010g.fits) y F656N (Hα,cuatro archivos: u3760103.fits, u3760104.fits, u376010d.fits y u376010e.fits).

Ya que habıan varias imagenes con diferente orientacion (angulo de posicion),todas las imagenes obtenidas por la WFPC2 se orientaron con respecto a la imagenu3760105.fits usando la tarea WREGISTER de IRAF.

Se combinaron todas las imagenes de un mismo filtro para eliminar rayos cosmicosusando la tarea IMCOMBINE de IRAF (con el parametro combine=median).

2.3. Correcciones astrometricas

Todas las imagenes de ACS de ambas galaxias (incluyendo la imagen en U ob-tenida por la WFC3 de NGC 5253) presentan una diferencia en sus coordenadas deAscencion Recta (AR) y Declinacion (Dec) entre las tres imagenes de cada galaxia,es decir, para una fuente puntual dada las coordenadas de la imagen en el filtro g′ nocorresponden a las coordenadas de la imagen en V ni en la imegen I de NGC 3077(y de forma similar para las imagenes de NGC 5253). Ademas las coordenadas delos cumulos reportados por Harris et al. (2004) no coinciden con objetos brillantesen las imagenes obtenidas con ACS (ver Figura 2.1) de ambas galaxias (incluyendoU de NGC 5253). Por ello fue necesario hacer una correccion en las coordenadas. Seutilizaron como referencia las coordenadas de las imagenes obtenidas con la WFPC2(en el filtro I y V) de ambas galaxias ya que fueron las que usaron Harris et al. (2004).A continucion se describe el procedemiento para llevar a cabo las correcciones de lascoordenadas en todas las imagenes de las dos galaxias.


(a) WFPC2 (b) ACS

Figura 2.1: Imagenes de NGC 3077 obtenidas con el filtro F814W (I): a)imagenobtenida con la WFPC2, b)imagen obtenida con la ACS. Se aprecia el desplazamientode las coordenadas de la imagen obtenida con la ACS con respecto a la obtenida conla WFPC2.

2.3.1. Correcion para NGC 3077

La Figura 2.1 muestra el desplazamiento de las coordenadas de cinco cumulos re-portados por Harris et al. 2004. Los cumulos se senalan con pequenas circunferenciasen las imagenes obtenidas con el filtro I de las camaras WFPC2 (izquierda) y ACS(derecha). En la imagen obtenida con la ACS las circunferencias no coinciden con loscumulos. La correcion de este desplazamiento en coordenadas requirio modificar lascoordenadas del pixel de referencia de los ejes de AR y DEC (CRVAL1 y CRVAL2respectivamente) de todas las imagenes. Primero se corrigieron las coordenadas dela imagen de I de ACS con respecto a las coordenadas de la imagen de I de WFPC2y posteriormente se corrigieron las coordenadas de la imagen del filtro V de ACScon respecto a las coordenadas de la imagen I de ACS y finalmente se corrigieronlas coordenadas de la imagen del filtro g′ de ACS con respecto a las coordenadas dela imagen de V de ACS. El proceso se realizo de esta forma ya que resultaba massimple hacerlo con una imagen del mismo filtro o al menos con la imagen del filtrocon longitud de onda mas cercana. Los detalles del proceso son los siguientes:

1. Se comenzo por corregir las coordenadas de la imagen del filtro I de ACS conrespecto a las coordenadas de la imagen del filtro I de WFPC2. Para esto seubicaron fuentes cerca de las esquinas de cada imagen (3 en cada esquina) quefueran comunes tanto a la imagen de WFPC2 como a la de ACS, ademas seusaron los cumulos de Harris et al. (2004) etiquetados con ID = 3, 10, 29, 44(Tabla 3 de esta referencia). Se obtuvo el centro de todos los objetos en ambasimagenes con la tarea IMEXAMINE de IRAF.

2.3. CORRECCIONES ASTROMETRICAS 19

2. Ya con los centros de todos los objetos, se calcularon las diferencias de coorde-nadas entre ellos (∆AR y ∆Dec):

∆AR = ARWFPC2 − ARACS (2.1)

∆Dec = DecWFPC2 −DecACS (2.2)

3. Se calculo la media aritmetica de ∆AR (µ∆AR) y de ∆Dec (µ∆Dec), ası comosu desviacion estandar (σ∆AR y σ∆Dec respectivamente). En la Tabla 2.1 semuestran los valores obtenidos.

4. Se suma a los valores originales de CRVAL1 y CRVAL2 de la imagen obtenidacon la ACS a corregir las medias obtenidas en el punto anterior para obtenerlos valores corregidos.

CRV AL1nuevo = CRV AL1original + µ∆AR (2.3)

CRV AL2nuevo = CRV AL2original + µ∆Dec (2.4)

En la Tabla 2.2 se muestran los valores obtenidos.

5. Una vez corregidas las coordenadas de la imagen del filtro I de ACS, se corrigerespecto a ellas las coordenadas de la imagen del filtro V de ACS y finalmentese corrigen las coordenadas de la imagen del filtro g′ de ACS con respecto alas coordenadas de la imagen del filtro V de ACS, siguiendo el mismo procede-miento que para la imagen de I. En la Tabla 2.1 se muestran los valores mediosy desviaciones estandar obtenidas.

6. Finalmente, se aplican las correciones a CRVAL1 y CRVAL2 de las imagenesde V y g′ de ACS (Tabla 2.2).

Imagen a µ∆AR σ∆AR µ∆Dec σ∆Dec

corregir (10−4) grados (10−5) grados (10−5) grados (10−6) grados

F814WACS 3.5917 9.6476 -1.417 0.27681F606WACS 3.417 9.86436 -1.584 5.2731F475WACS 3.608 1.70579 -2.083 6.43989

Tabla 2.1: Valores medios y desviaciones estandar de las diferencias en AR y DEC delos objetos de referencia descritos en el texto. Estos valores se usaron para corregirlos valores de CRVAL1 y CRVAL2 de las imagenes en los filtros I, V y g′ de la ACSpara NGC 3077.


Imagen CRV AL1original CRV AL1nuevo CRV AL2original CRV AL2nuevo

F814WACS 150.868317 150.868676 68.7324081 68.7323940F606WACS 150.868329 150.868670 68.7324085 68.7323926F475WACS 150.868325 150.868685 68.7324083 68.7323875

Tabla 2.2: Valores de CRVAL1 y CRVAL2 antes y despues de la correccion de lasimagenes en los filtros I, V y g′ de ACS de la galaxia NGC 3077.

2.3.2. Correcion para NGC 5253

Para corregir las coordenadas de las imagenes de ACS de NGC 5253 se realizo elmismo procedemiento que para NGC 3077. Ademas se corrigieron las coordenadas dela imagen U de WFC3 de manera similar. Los detalles empleados para la correccionde las coordenadas de todas las imagenes son los siguientes:

1. Se corrigieron las coordenadas que proporciona la imagen del filtro I de ACS conrespecto a las coordenadas que proporciona la imagen del filtro I de WFPC2.Se eligieron 3 fuentes cerca de cada esquina de cad imagen que fueran comunestanto a la imagen de WFPC2 como a ACS, ademas se usaron los cumulos deHarris et al. (2004) etiquetados con ID = 33, 16, 31 y 9 (Tabla 4 de estareferencia). Se obtuvieron los centros de todos los objetos y se aplicaron lasecuaciones 2.1 y 2.2.

2. Se calculo la media aritmetica µ∆AR y µ∆Dec, ası como su desviacion estandarσ∆AR y σ∆Dec de las diferencias de coordenadas. En la Tabla 2.3 se muestran losvalores medios y desviaciones estandar obtenidas. Se aplicaron las ecuaciones2.3 y 2.4 para hacer las correciones de las coordenadas del pixel de referencia,en la Tabla 2.4 se muestran los valores obtenidos.

3. Una vez corregidas las coordenadas en la imagen del filtro I de ACS, se co-rrigio respecto a ellas las coordenadas de la imagen del filtro V de ACS yfinalmente se corrigieron las coordenadas de la imagen del filtro B de ACScon respecto a las coordenadas de la imagen del filtro V de ACS, siguiendo elmismo procedimiento que para la imagen de I. En la Tabla 2.3 se muestran losvalores obtenidos.

4. Se aplican las correcciones a CRVAL1 y CRVAL2 de las imagenes de V y B deACS (Tabla 2.4).

5. Finalmente se corrigieron las coordenadas de la imagen en el filtro U de WFC3.Esto se hizo de manera similar a todas las demas imagenes pero para estaimagen se utilizo como referencia la las coordenadas de la imagen en el filtroF547M (V) de WFPC2. Se uso esta imagen ya que el campo de las imagenesde la ACS no coinden con el campo de WFC3 (ver campo de vision de ambas

2.4. SUMA DE IMAGENES 21

camaras) y ademas porque la imagen fue tomada en un filtro cercano a U. Losvalores obtenidos se muestran en las Tabla 2.3 y Tabla 2.4.

Imagen a ∆AR µ ∆AR σ ∆Dec µ ∆Dec σcorregir (10−4) grados (10−6) grados (10−4) grados (10−6) grados

F814WACS -1.792 0.23079 -2.5635 0.35439F555WACS -1.784 3.7268 -2.5942 1.1149F435WACS -1.75 5 -2.5558 0.95379F275WWFC3 0.89167 6.4 -1.1 4.0026

Tabla 2.3: Valores medios y desviaciones estandar de las diferencias en AR y Dec delos objetos de referencia descritos en el texto. Estos valores se usaron para corregirlos valores de CRVAL1 y CRVAL2 de las imagenes en los filtros I, V y B de la ACSy de la imagen en el filtro U de WFC3 para NGC 5253.

Imagen CRV AL1original CRV AL1nuevo CRV AL2original CRV AL2nuevo

F814WACS 204.9668508 204.9666716 -31.6518517 -31.6521080F555WACS 204.9668527 204.9666745 -31.6518491 -31.6521085F435WACS 204.9668522 204.9666772 -31.6518498 -31.6521054F275WWFC3 204.9770703 204.9771595 -31.6462841 -31.6463923

Tabla 2.4: Valores de CRVAL1 y CRVAL2 antes y despues de la correccion para lasimagenes de los filtros I, V y B de ACS y para la imagen en el filtro U de WFC3 dela galaxia NGC 5253.

2.4. Suma de imagenes

Una vez que se han corregido las coordenadas de todas las imagenes de ambasgalaxias, se crea una imagen ((suma)) para cada una de las galaxias empleando lasimagenes obtenidas con los tres filtros de la banda visible de ACS, esto para facilitarla deteccion de cumulos estelares, ya que en la suma se tendra explıcitamente tantopoblacion joven como vieja de cumulos estelares. Esto se hizo con la tarea IMCOM-BINE de IRAF (con el parametro combine = sum), aplicado a las imagenes en losfiltros g′, V e I de NGC 3077 y B, V e I de NGC 5253. El resultado de este procesoes un archivo de nombre sum.fits para cada galaxia.

En la Figuras 2.2 y 2.3 se muestran las imagenes sum.fits de NGC 3077 yNGC 5253 respectivamente.


Figura 2.2: Imagen sum.fits de NGC 3077, que es el resultado de la combinacion(suma) de las imagenes obtenidas con los filtros g′, V e I de ACS.

Figura 2.3: Imagen sum.fits de NGC 5253, que es el resultado de la combinacion(suma) de las imagenes obtenidas con los filtros B, V e I de ACS.

De manera similar, se consideran las imagenes obtenidas con el filtro V e I (ya

2.4. SUMA DE IMAGENES 23

combinadas) de WFPC2 de cada galaxia se suman, es decir, se combinaron conla tarea IMCOMBINE de IRAF y el parametro combine = sum, esto para poderdetectar objetos tanto rojos como verdes. El resultado del proceso es un archivode nombre sum wfpc2.fits para cada galaxia. El archivo suma sera de utilidad paraconstruir un mapa de enrojecimiento E(B − V ) para cada galaxia.

Capıtulo 3

Identificacion y Seleccion deCumulos Estelares

Para la determinacion de los datos astrometricos y fotometricos de fuentes brillan-tes en cada una de las imagenes de las dos galaxias se utilizo el programa SExtractor(Source Extraction, Bertin & Arnouts 1996). La forma en que SExtractor trabaja,ası como la deteccion de fuentes y la determinacion de sus datos astrometricos yfotometricos se describe en las siguientes secciones.

3.1. Identificacion de fuentes brillantes

SExtractor es un programa que crea un catalogo de fuentes que detecta automati-camente en una imagen astronomica (Bertin E., User’s manual SExtractor v2.13).SExtractor se ejecuta mediante la instruccion sex imagen.fits, para su ejecucionson necesarios archivos extras, tales como configuration file.sex y parametros.param,los cuales indican a SExtractor los valores de entrada y los parametros que ob-tendra de salida respectivamente. Para realizar sus operaciones SExtractor sigue lossiguientes pasos:

1. Estimacion del fondo local (background). El fondo se estima para cada pixel dela imagen, para lo cual se considera una ventana de 64 × 64 pixeles (valor pordefecto) alrededor de dicho pixel. Con los valores de estos pixeles se construyeuna distribucion de la cual se calcula su media y desviacion estandar (σ), estose hace en un proceso iterativo en donde los valores con mayor desviacion soneliminados hasta que su mediana converja a una valor de alrededor de ±3σ; siσ cambia a menos de 20 % durante ese proceso, se considera que el campo noes muy poblado y simplemente se toma la media como el valor del fondo, deotro modo, tiene un valor de 2.5×mediana−1.5×media.

2. Deteccion (thresholding). SExtractor considera que ha detectado una fuente, silos pixeles que la forman tienen un valor en cuentas arriba de un valor umbral

25

26CAPITULO 3. IDENTIFICACION Y SELECCION DE CUMULOS ESTELARES

y tambien si tiene un numero mınimo de pixeles adyacentes entre sı con valorde cuentas arriba del umbral.

3. Separacion (deblending). El perfil de intensidad de la fuente detectada se divideen n subniveles, de cada subnivel se determina el area de la isofota correspon-diente y la informacion de estas areas se guarda en una estructura en formade arbol ramificado. Despues SExtractor hace el analisis de esta estructura,descendiendo en nıveles por la rama con el valor mas alto hasta el valor deumbral, en este proceso decide si puede extraer o no, dos o mas objetos.

4. Medicion de parametros. Despues de hacer la separacion de las fuentes, SEx-tractor realiza la astrometrıa, la fotometrıa y calcula los parametros geometri-cos de las fuentes.

Para la identificacion de las fuentes en las dos galaxias se ejecuto SExtractor enel ((modo de imagen doble)): sex imagen1,imagen2. Donde la imagen1 es usada solopara la deteccion de las fuentes y la imagen2 para la medicion de los parametrosastrometricos y fotometricos. Ambas imagenes deben tener el mismo tamano. Seempleo SExtractor con cada galaxia de la forma: sex sum.fits,imagen Filtro,donde imagen Filtro indica cualquiera de las tres imagenes obtenidas con los filtrosde ACS o WFPC2, sum.fits es la imagen suma obtenida para cada camara. Para laimagen de NGC 5253 obtenida con el filtro U de WFC3 se ejecuto SExtractor solocon ella, ya que no cumplio con el requisito de ser del mismo tamano que su imagensum.fits.

3.1.1. Identificacion de fuentes en imagenes de NGC 3077

Para la identificacion de fuentes en las imagenes de ACS de NGC 3077 se siguio elproceso antes descrito. El codigo SExtractor puede emplear diferentes parametros pa-ra hacer la busqueda de fuentes brillantes. Tambien puede convolucionar las imagenescon diferentes filtros con el objeto de hacer la deteccion, la fotometrıa y la creacion delcatalogo. Los parametros se obtuvieron despues de realizar varias pruebas y seleccio-nar los valores que dieron el mejor resultado en cuanto a deteccion de fuentes y mag-nitud medida de estas. Estos valores forman parte del archivo configuration file.sex,los valores principales son los siguientes:

Parametro Valor Descripcion

DETECT MINAREA 5.0 Numero mınimo de pixeles arriba del umbralDETECT THRESH 9.0 Umbral en σ′s (σ-desviacion estandar del fondo)DEBLEND MINCONT 0.0000001 Parametro de separacion mınimaBACK SIZE 64 Tamano en pixeles de la ventana para calcular el fondo

Tabla 3.1: Valores principales de los parametros de entrada que uso SExtractor.

3.1. IDENTIFICACION DE FUENTES BRILLANTES 27

Filtro Zero Point

F814W (I) 25.512 magF606W (V) 26.399 magF475W (g′) 26.144 mag

Tabla 3.2: Valores de Zero Point en el sistema de Vega asociados a las imagenes deACS de NGC 3077.

La lista completa de parametros del archivo configuration file.sex se puede con-sultar en el Apendice A.

Columna Parametro Descripcion

1 NUMBER Numero del objeto2 MAG ISOCOR Magnitud isofotal corregida [mag]3 MAGERR ISOCOR Error RMS de la magnitud isofotal corregida [mag]4 MAG APER(1) Magnitud medida a la apertura 1 (2 pix) [mag]5 MAG APER(2) Magnitud medida a la apertura 2 (3 pix) [mag]6 MAG APER(3) Magnitud medida a la apertura 3 (4 pix) [mag]7 MAG APER(4) Magnitud medida a la apertura 4 (5 pix) [mag]8 MAG APER(5) Magnitud medida a la apertura 5 (6 pix) [mag]9 MAG APER(6) Magnitud medida a la apertura 6 (8 pix) [mag]10 MAG APER(7) Magnitud medida a la apertura 7 (10 pix) [mag]11 MAG APER(8) Magnitud medida a la apertura 8 (12 pix) [mag]12 MAG APER(9) Magnitud medida a la apertura 9 (15 pix) [mag]13 MAG APER(10) Magnitud medida a la apertura 10 (20 pix) [mag]14 MAGERR APER(1) Error RMS de la magnitud medida a la apertura 1 (2 pix) [mag]15 MAGERR APER(2) Error RMS de la magnitud medida a la apertura 2 (3 pix) [mag]16 MAGERR APER(3) Error RMS de la magnitud medida a la apertura 3 (4 pix) [mag]17 MAGERR APER(4) Error RMS de la magnitud medida a la apertura 4 (5 pix) [mag]18 MAGERR APER(5) Error RMS de la magnitud medida a la apertura 5 (6 pix) [mag]19 MAGERR APER(6) Error RMS de la magnitud medida a la apertura 6 (8 pix) [mag]20 MAGERR APER(7) Error RMS de la magnitud medida a la apertura 7 (10 pix) [mag]21 MAGERR APER(8) Error RMS de la magnitud medida a la apertura 8 (12 pix) [mag]22 MAGERR APER(9) Error RMS de la magnitud medida a la apertura 9 (15 pix) [mag]23 MAGERR APER(10) Error RMS de la magnitud medida a la apertura 10 (20 pix) [mag]24 KRON RADIUS Apertura Kron en unidades de A o B25 ISOAREA IMAGE Area de la isofota arriba del umbral de analisis [pixel]26 XPEAK IMAGE Coordenada X del pixel mas brillante [pixel]27 YPEAK IMAGE Coordenada Y del pixel mas brillante [pixel]28 FWHM IMAGE FWHM asumiendo un nucleo gaussiano [pixel]29 FLUX RADIUS Radio que encierra una fraccion de flujo [pixel]30 X IMAGE Posicion del objeto a lo largo del eje X [pixel]31 Y IMAGE Posicion del objeto a lo largo del eje Y [pixel]32 A IMAGE Perfil RMS a lo largo del eje mayor [pixel]33 ELLIPTICITY Elipticidad 1-B IMAGE/A IMAGE34 ALPHA J2000 Ascension Recta del baricentro (J2000) [deg]35 DELTA J2000 Declinacion del baricentro (J2000) [deg]

Tabla 3.3: Parametros calculados por SExtractor para cada fuente detectada(parametros del archivo parametros.param).

Para realizar la fotometrıa de cada fuente detectada fue necesario emplear el valorZero Point de cada imagen de ACS, el valor de cada Zero Point se obtuvo de la calcu-ladora en lınea desarrollada por la STSCI (http://www.stsci. edu/hst/acs/analysis/zeropoints/zpt.py).


Filtro Zero Point

F814W (I) 21.659 magF656N (Hα) 17.564 magF547M (V) 21.676 magF487N (Hβ) 17.380 mag

Tabla 3.4: Valores de Zero Point en el sistema de Vega asociados a las imagenesobtenidas con la WFPC2 de NGC 3077 y NGC 5253.

Esta calculadora usa la fecha en la que fue tomada la imagen como dato de entraday devuelve el valor de Zero Point que le corresponde La fecha en que fueron toma-das las tres imagenes es 2006-09-21. Se eligio el sistema fotometrico basado en Vega(VEGAMAG). Los valores de Zero Point empleados se muestran en la Tabla 3.2.

Se utilizaron los mismos parametros de entrada para la ejecucion de SExtractorcon cada una de las imagenes (cambiando el valor de Zero Point al correspondiente).Se obtuvo un subcatalogo de fuentes para cada imagen. Los parametros que SEx-tractor obtuvo para cada una de las fuentes detectadas se muestran en la Tabla 3.3.Los parametros que se han medido se indican en el archivo parametros.param. Sedetectaron un total de 15853 fuentes en cada uno de los subcatalogos, cada fuentetiene una relacion senal a ruido (S/N) > 20. Cabe mencionar que la lista de fuentesdeterminada, es la misma en los tres subcatalogos, p. ej. la fuente con ID = 1 en elsubcatalogo de g′, tambien es la fuente con ID = 1 en el subcatalogo de V y tambienes la fuente con ID = 1 en el subcatalogo de I, esto se debe al uso de la imagensum.fits como referencia al ejecutar SExtractor en el modo de imagen doble.

De forma similar se hizo la identificacion de objetos en las imagenes de esta gala-xia obtenidas con la WFPC2, es decir, se ejecuto SExtractor en modo imagen doblecon su respectiva imagen suma (sum wfpc2.fits) a las imagenes en los filtros Hβ, V,Hα, I. Los parametros de entrada fueron los mismos que para las imagenes de ACS.Los valores de Zero Point que corresponden a cada imagen de WFPC2 fueron toma-dos de la pagina: http://www.stsci.edu/hst/wfpc2/ analysis/wfpc2 photflam.html.Se usaron los valores que corresponden al chip 3 ya que la galaxia se encuentra cen-trada en este CCD y tambien se eligio el sistema fotometrico basado en Vega. Losvalores de Zero Point empleados se muestran en Tabla 3.4. De este proceso se obtuvocuatro subcatalogos que corresponden a cada una de las imagenes. Se obtuvieron losparametros de la Tabla 3.3 para todas las fuentes de cada subcatalogo. Se detectaronun total de 414 fuentes en cada subcatalogo, con una S/N > 20.

3.1.2. Identificacion de fuentes en imagenes de NGC 5253

De la misma forma como se identificaron fuentes en NGC 3077, se identificaronfuentes en NGC 5253, se ejecuto sex sum.fits,Imagen Filtro B (despues se uso laimagen en el filtro V y finalmente la imagen en el filtro I de ACS). Los parametros

3.1. IDENTIFICACION DE FUENTES BRILLANTES 29

Filtro Zero Point

F814W (I) 25.529 magF555W (V) 25.729 magF435W (B) 25.781 mag

Tabla 3.5: Valores de Zero Point en el sistema de Vega asociados a las imagenes deACS de NGC 5253.

de entrada que utilizo SExtractor fueron los mismos que se usaron en NGC 3077,excepto el tamano de la ventana (BACK SIZE) en este caso fue de 32×32 pixeles, secambio su valor porque con el tamano de 64×64 pixeles no hubo deteccion de fuentesen el centro de la galaxia. Los valores de Zero Point que corresponden a cada imagende ACS se obtuvieron tambien de la calculadora en lınea, la fecha en que fuerontomadas las tres imagenes es 2005-12-27, tambien se eligio el sistema fotometricobasado en Vega. Los valores de Zero Point empleados se muestran en la Tabla 3.5

Se utilizaron los mismos parametros de entrada para la ejecucion de SExtractorcon cada una de las imagenes (cambiando el valor de Zero Point al correspondiente),se obtuvieron tres subcatalogos, uno para cada imagen. Se obtuvieron los mismosparametros para cada fuente detectada en todos los subcatalogos, como en NGC3077 (Tabla 3.3). Se detectaron un total de 39128 fuentes, todos con una S/N > 20.

Se realizo la identificacion de objetos en la imagen U de WFC3, para esta imagensolo se ejecuto SExtractor con esta imagen usando los mismos parametros de entradaque se usaron para las imagenes de NGC 3077 (incluso BACK SIZE de 64×64 pixe-les). El valor de Zero Point que corresponde a esta imagen es 22.6322 mag, el cual fuetomadado de la pagina de este instrumento (http://www.stsci.edu/hst/wfc3/phot zplbn) y tambien se eligio el sistema fotometrico basado en Vega. Los parametros decada fuente detectada fueron los mismos (Tabla 3.3). Se detectaron un total de 5545fuentes con una S/N > 20.

Finalmente, se hizo la identificacion de objetos en las imagenes de esta galaxiaobtenidas con la WFPC2, es decir, se ejecuto SExtractor en modo imagen doble consu respectiva imagen suma (sum wfpc2.fits) a las imagenes en los filtros Hβ, V, Hα,I. Los parametros de entrada fueron los mismos que para las imagenes de ACS. Losvalores de Zero Point que corresponden a cada imagen de WFPC2 fueron tomados dela pagina: http://www.stsci.edu/hst/wfpc2/ analysis/wfpc2 photflam.html. Se usa-ron los valores que corresponden al chip 3 ya que la galaxia se encuentra centradaen este CCD y tambien se eligio el sistema fotometrico basado en Vega. Los valo-res de Zero Point empleados se muestran en Tabla 3.4. De este proceso se obtuvocuatro subcatalogos que corresponden a cada una de las imagenes. Se obtuvieron losparametros de la Tabla 3.3 para todas las fuentes de cada subcatalogo. Se detectaronun total de 1096 fuentes en cada subcatalogo, con una S/N > 20.


3.2. Correcion por apertura

La fotometrıa de cada fuente se realizo empleando varias aperturas: 2,3,4,5,6,8,10,12,15,20 pixeles de diametro. Se realizo una correccion por apertura en ambasgalaxias para considerar que el flujo de cada fuente detectada es el flujo total auna apertura infinita y ademas, ya que en el centro de ambas galaxias existe mu-cha poblacion estelar (aglomeracion), se requiere que la magnitud estimada de cadafuente detectada no tenga contaminacion debida a algun vecino cercano, sino quesea solamente debido a la emision de si misma, por esta razon se hizo la correccion.Esta correccion es independiente de las mediciones de los parametros geometricos(FWHM, area, etc.). A continuacion se describe el procedimiento de la correccionpor apertura realizado.

3.2.1. Correcion por apertura para NGC 3077

Para los subcatalogos de objetos detectados en las imagenes obtenidas por laACS se eligio la apertura a 4 pixeles de diametro (columna 6 de cada subcatalogo)para hacer la correccion. Esta es una apertura pequena y ası podemos considerarque la magnitud medida es solo contribucion de cada fuente. Para la correccion sehizo lo siguiente en cada uno de los subcatalogos:

1. Se buscaron seis fuentes puntuales alejadas del centro de la galaxia, es decir,aisladas. Se observo el cambio de la magnitud medida en funcion del tamanode la apertura, se noto que para las aperturas de mas de 10 pixeles el valor dela magnitud converge a un valor dado. Ası que se tomo el valor medio de lamagnitud de las aperturas de 10 y 12 pixeles (

mag10pix+mag12pix2

) para cada unade las seis fuentes.

2. Al valor del punto medio de cada una de las seis fuentes del paso anterior. Sele resto el valor de la magnitud a 4 pixeles que le corresponde a cada fuente.Se tomo el promedio de estos seis nuevos valores.

3. Se hace la correccion por apertura a la magnitud a 4 pixeles de todas lasfuentes del subcatalogo (columna 6 de cada subcatalogo), para ello se sumaesta magnitud el valor promedio obtenido en el punto anterior.

4. Finalmente, la nueva magnitud a la apertura de 4 pixeles de todas las fuenteses reemplazada en su respectivo subcatalogo, es decir, se obtuvo un nuevo valorde la magnitud a la apertura de 4 pixeles para cada subcatalogo.

La correcion de la magnitud por apertura en los catalogos de las imagenes deesta galaxia obtenidas con la WFPC2 se realizo de la manera antes descrita, solo queen este caso se eligio la magnitud de apertura a 3 pixeles de diametro para hacer lacorreccion, debido a que una apertura de 4 pixeles en las imagenes de ACS equivale

3.3. SELECCION DE CANDIDATOS A CUMULOS ESTELARES 31

a una apertura de 3 pixeles en las imagenes obtenidas con la WFPC2. Tambien sereemplazo el valor corregido en cada subcatalogo (Hβ, V, Hα, I).

3.2.2. Correccion por apertura para NGC 5253

La correccion por apertura se realizo de la misma forma que para NGC 3077,aplicando la correccion al valor de la magnitud a la apertura de 4 pixeles de diametro.Igualmente se reemplazo el valor corregido en cada subcatalogo (B, V e I).Ya que una apertura de 4 pixeles en las imagenes de ACS equivale espacialmentea una apertura de 5 pixeles en la imagen UVIS de WFC3 (ver escalas de imagen),entonces se aplico la correccion por apertura al valor de la magnitud a 5 pixeles(columna 7 del subcatalogo de U). Igual que en los casos anteriores, se reemplazo elvalor corregido en el subcatalogo de U.

La correcion de la magnitud por apertura a los catalogos de las imagenes obteni-das con la WFPC2 se realizo de la misma manera antes descrita, es decir, aplicandolaal valor de la magnitud a la apertura de 3 pixeles de diametro.

3.3. Seleccion de candidatos a cumulos estelares

Una vez hecha la correccion por apertura a las magnitudes de la apertura selec-cionada de todos los subcatalogos, procedimos a realizar la seleccion de candidatosa cumulos estelares en ambas galaxias. La seleccion se baso en el subcatalogo rela-cionado a la imagen en el filtro I de cada galaxia, es decir, se tomaron los valores delos parametros geometricos del subcatalogo de I para cada fuente. Esto fue ası yaque nos interesan sobre todo, los cumulos de edad intermedia (mas jovenes que loscumulos globulares), por ser trazadores de la historia de formacion estelar, y paraestos cumulos, en general, su brillo es intenso en la imagen en el filtro I. Los criteriospara seleccionar a los candidatos a cumulos estelares se describen a continuacion.

3.3.1. Seleccion para NGC 3077

La mayorıa de las fuentes detectadas por SExtractor en imagenes de NGC 3077fueron fuentes con un FWHM de ∼ 3.4 pixeles. Tambien hay un gran numero de fuen-tes puntuales (no resueltas o estelares) FWHM≈ 2.0 pixeles. La Figura 3.1 muestrala distribucion del tamano de las fuentes con los dos maximos en FWHM.

El primer criterio para quitar fuentes que no son cumulos es el FWHM, debido alas especificaciones de la ACS, las fuentes puntuales tienen un FWHM ≈ 2.1 pixeles,de modo que solo nos quedaremos con las fuentes que tengan un FWHM ≥ 2.1pixeles. Considerando a una fuente con un FWHM = 2.1 pixeles a la distancia quese encuentra NGC 3077 corresponde un tamano de ∼ 2 pc, este valor es del ordendel tamano de los cumulos estelares compactos.


0 2 4 6 8 10 12FWHM

100

101

102

103N

3.4 pix2.05 pix

Figura 3.1: Histograma de la distribucion de los valores de FWHM de las fuentesdetectadas en NGC 3077. Las fuentes no resueltas (estrellas) tienen un maximo dondeFWHM ≈ 2.1 pixeles.

El segundo criterio para quitar fuentes que no son cumulos estelares fue el area, seimpuso que los posibles candidatos a cumulos estelares tuvieran un area ≥ 50 pixeles,esto para rechazar a pseudocumulos (estrellas tenues superpuestas). Para eliminara las fuentes extremadamente extendidas (FWHM ≥ 25 pix.), ya que muchas deellas son posiblemente fuentes artificiales creadas por residuo de fondo, se realizo unanalisis visual, quitando a las fuentes que no tuvieron apariencia de cumulo estelar.Ası mismo se noto que las fuentes con una elipticidad (ε) mayor a 0.66 tampocotenıan la apariencia de cumulo estelar por lo que se eliminaron.

Mediante un analisis visual se eliminaron fuentes contaminantes de nuestra listade candidatos a cumulos estelares, objetos que no son cumulos, tales como estrellasde primer plano galactico, galaxias de fondo y pixeles danados (p. ej. objetos en losbordes de la imagen). La Figura 3.2 muestra un ejemplo de cada una de estas fuentescontaminantes.

La Figura 3.3 muestra un diagrama area vs FWHM de todas las fuentes detec-


(a) (b) (c)

Figura 3.2: Objetos detectados por SExtractor que no son cumulos estelares. a)Estrella de primer plano, b) Galaxia de fondo, c) Pixel danado.

tadas por SExtractor. Este diagrama ayuda a separar las fuentes resueltas(FWHM ≥ 2.1 pix. y Area ≥ 50 pix.). El resto de las fuentes no son resueltas, porlo que pueden ser estrellas, pixeles malos, etc. (FWHM < 2.1 pix.).

Ası que en NGC 3077 se tienen 922 (fuentes resueltas) candidatos a cumulosestelares, muchos de ellos reportados por primera vez. 54 de estos objetos ya habıansido reportados como cumulos estelares por Harris et al. (2004). En la Tabla 3.6 semuestra una lista de nuestros quince candidatos a cumulos estelares mas brillantesen el filtro I, la Tabla proporciona las coordenadas, magnitudes en los filtros I, Vg′, ası como el FWHM, area y elipticidad, ademas se muestran los ID de aquelloscumulos que ya habıan sido reportados en trabajos anteriores.

Los errores en la fotometrıa se han calculando siguiendo la formula:

σm =2.5

ln(10)(S/N)−1 (3.1)

donde

S/N =c/s T√

c/s T +Npix σ2skyT

2(3.2)

c/s es la tasa de cuentas de fotones medidos en la apertura de 4 pixeles dediametro, Npix el numero de pixeles a esta apertura, σsky es la desviacion estandardel cielo medido en zonas aisladas de la imagen y T el tiempo total de exposicion.


0 10 20 30 40 50FWHM

0

100

200

300

400

500

600

700

800Ár

ea

FuentesCand. a CúmulosFWHM = 2.1 pixÁrea = 50 pix

Figura 3.3: Fuentes detectadas por SExtractor en las imagenes de NGC 3077. Loscandidatos a cumulos estelares son aquellos con FWHM ≥ 2.1 pix (lınea verticalpunteada) y Area ≥ 50 pix (lınea horizontal discontinua).


ID I V g′ FWHM Area Ellip. ID ID AR (2000) Dec (2000)Estatesis

mag mag mag pix pix Notni et al.(2004)

Harris etal. (2004)

grados grados

8333 17.649±0.001

19.421±0.001

20.906±0.003

7.02 150 0.56 - - 150.8297971 68.7338408

9494 18.111±0.001

19.354±0.001

20.408±0.002

3.86 274 0.05 - - 150.8662629 68.7409691

7930 18.353±0.001

19.548±0.001

20.178±0.002

3.44 223 0.15 - 11 150.8252112 68.7321264

14695 18.395±0.001

19.650±0.001

20.434±0.002

2.63 239 0.05 - - 150.8523424 68.7492007

9053 18.406±0.001

19.175±0.001

19.605±0.002

11.2 235 0.14 65/66 1 150.8297863 68.7339439

9393 18.578±0.001

19.105±0.001

19.380±0.001

5.28 303 0.35 73 7 150.8337242 68.7351385

9236 18.855±0.002

19.968±0.002

20.929±0.003

6.42 226 0.35 - 54 150.824142 68.7333147

14732 18.925±0.002

20.213±0.002

21.642±0.004

2.78 118 0.06 - - 150.8836573 68.7543945

14154 19.194±0.002

20.183±0.002

20.974±0.003

4.26 550 0.18 - 150.7884207 68.7433957

11651 19.346±0.002

20.364±0.002

21.275±0.003

2.2 121 0.15 - - 150.8094982 68.7338354

8826 19.373±0.002

20.265±0.002

21.107±0.003

3.57 125 0.56 - - 150.8306711 68.7343497

11933 19.396±0.002

19.960±0.002

20.227±0.002

5.4 484 0.08 - 3 150.8114835 68.7333812

8557 19.404±0.002

20.164±0.002

20.515±0.002

8.64 68 0.42 - - 150.8295872 68.7340277

9088 19.578±0.002

19.853±0.002

20.050±0.002

2.58 107 0.43 - - 150.8335745 68.7350226

6932 19.609±0.002

22.030±0.004

23.742±0.011

2.1 76 0.22 - - 150.8447569 68.7345403

Tabla 3.6: Candidatos a cumulos estelares en NGC 3077. Los cumulos estelares co-munes entre este trabajo y trabajos anteriores estan indicados en la columna 8 y 9.

3.3.2. Seleccion para NGC 5253

De manera similar al trabajo realizado con las imagenes de NGC 3077, se aplico SEx-tractor a las imagenes de NGC 5253 y se detectaron una gran cantidad de objetos.La Figura 3.4 muestra la distribucion del FWHM de las fuentes detectadas.

Se eliminaron a las fuentes con FWHM < 2.1 pixeles y una Area < 50 pixeles.Ası mismo mediante un analisis visual se eliminaron a algunas fuentes muy extendi-das (FWHM ≥ 25 pix.), a las fuentes con elipticidad mayor a 0.66 y por ultimo alas estrellas de primer plano, galaxias de fondo y a pixeles danados.

La Figura 3.5 muestra el diagrama area vs FWHM de todas las fuentes detectadaspor SExtractor. Este diagrama ayuda a separar las fuentes resueltas (FWHM ≥ 2.1pix. y Area ≥ 50 pix.). El resto de las fuentes no son resueltas (FWHM < 2.1 pix.).

En NGC 5253 se encontraron 1647 candidatos a cumulos estelares, muchos deellos reportados por primera vez. 33 de estos objetos ya habıan sido reportados comocumulos estelares por Harris et al. (2004). En la Tabla 3.7 se muestra una lista denuestros quince candidatos a cumulos estelares mas brillantes en el filtro I. En estaTabla tambien se muestras mediciones en el filtro I, V, B y U, ası como el FWHM,area y elipticidad, ademas se muestran los ID de aquellos cumulos que ya habıansido reportados en otros trabajos.


0 2 4 6 8 10 12FWHM

100

101

102

103

104N

2.05 pix

Figura 3.4: Histograma de la distribucion de los valores de FWHM de las fuentesdetectadas en NGC 5253. Las fuentes no resueltas (estrellas) tienen un maximo dondeFWHM ≈ 2.1 pixeles.


0 5 10 15 20 25 30FWHM

0

200

400

600

800

1000Ár

eaFuentesCand. a CúmulosFWHM = 2.1 pixÁrea = 50 pix

Figura 3.5: Fuentes detectadas por SExtractor en la galaxia NGC 5253. Los candida-tos a cumulos estelares son aquellos con FWHM ≥ 2.1 pix (lınea vertical punteada)y Area ≥ 50 pix (lınea horizontal discontinua).


ID I V B U FWHM Area Ellip. ID AR (2000) Dec (2000)Estatesis

mag mag mag mag pix pix Harris etal. (2004)

grados grados

19350 17.505±0.001

18.468±0.001

18.822±0.002

17.672±0.002

3.69 255 0.16 3 204.9813867 -31.6415984

11447 17.599±0.001

18.535±0.001

19.306±0.002

20.570±0.010

3.71 951 0.04 - 204.9899495 -31.6369417

17001 17.721±0.001

18.493±0.001

18.571±0.001

16.998±0.002

8.49 537 0.33 2 204.9832728 -31.6421916

25519 17.913±0.001

18.666±0.001

18.432±0.001

- 3.38 468 0.01 - 204.9764537 -31.6428476

19103 18.033±0.001

18.697±0.001

18.903±0.002

18.340±0.003

6.82 360 0.28 5 204.9815949 -31.6414862

16975 18.425±0.001

17.620±0.001

19.601±0.002

- 10.37 739 0.17 1 204.9833654 -31.6403064

16994 18.595±0.001

19.375±0.002

19.450±0.002

17.578±0.002

5.46 142 0.22 27 204.9827287 -31.644134

20121 18.634±0.002

19.148±0.002

19.188±0.002

17.980±0.003

16.61 424 0.15 9 204.9806988 -31.642764

17003 18.715±0.002

18.975±0.002

19.161±0.002

18.131±0.003

3.33 166 0.24 - 204.9828285 -31.6410529

19374 18.752±0.002

20.245±0.003

20.845±0.004

- 4.07 214 0.24 31 204.9821981 -31.6379971

16988 18.794±0.002

18.408±0.001

18.862±0.002

17.210±0.002

9.45 499 0.38 4 204.9830494 -31.6409878

17151 18.816±0.002

20.563±0.003

21.896±0.007

- 2.17 67 0.09 - 204.9828182 -31.6415643

17053 18.859±0.002

19.420±0.002

19.936±0.003

20.554±0.010

2.28 173 0.08 7 204.9843149 -31.6412069

17619 18.870±0.002

19.657±0.002

19.639±0.002

18.039±0.003

6.27 227 0.13 - 204.9819764 -31.6437863

17056 18.909±0.002

19.948±0.003

20.638±0.004

- 3.9 273 0.27 23 204.9844291 -31.6406106

Tabla 3.7: Candidatos a cumulos estelares en NGC 5253. Los cumulos estelares co-munes entre este trabajo y el trabajo de Harris et al. (2004) estan indicados en lacolumna 9.

Capıtulo 4

Analisis de las Poblaciones deCumulos Estelares

Mediante el analisis de diagramas color-magnitud (CMDs) y color-color obtenidosa partir de la muestra de candidatos a cumulos estelares detectados en NGC 3077y NGC 5253, se estimaron las edades y masas de sus cumulos mas brillantes. En lasiguientes secciones se describe el analisis.

4.1. Parametros fısicos de los cumulos estelares

El analisis de la poblacion de candidatos a cumulos estelares en las dos galaxiasfue realizado para los mas brillantes en la banda I, esto debido a que para los objetosmas debiles no hay certeza de que sean cumulos, por ejemplo, pueden ser estrellas.Para las dos galaxias se considero el enrojecimiento debido al plano Galactico.

Las magnitudes de todos los candidatos a cumulos estelares de NGC 3077 fueroncorregidas por extincion Galactica. Se calculo un enrojecimiento de E(B− V )MW =0.0669±0.0010 mag, este resultado se basa en el trabajo de Schlegel et al. (1998) (verpagina http://irsa.ipac.caltech.edu/applications/DUST/). Se considero una razonentre extincion y enrojecimiento de RV = AV /E(B−V ) = 3.1 y de la ley de extincionde Cardelli et al. (1989), se calculo A(λ)/A(V ) para cada filtro: A(I)/A(V ) = 0.5595,A(V ′)/A(V ) = 0.9206 y A(g′)/A(V ) = 1.2024 . Las correcciones para cada filtro sonlas siguientes

AI = 3.1 × A(I)/A(V ) × E(B − V )MW (4.1)

AV ′ = 3.1 × A(V ′)/A(V ) × E(B − V )MW (4.2)

y

Ag′ = 3.1 × A(g′)/A(V ) × E(B − V )MW (4.3)

39

40 CAPITULO 4. ANALISIS DE LAS POBLACIONES...

0 1 2 3 4g′−I

0

10

20

30

40

50

60N

I < 22.0 mag

Figura 4.1: Histograma de la distribucion de los valores de color g′−I de la poblacionde cumulos estelares en NGC 3077. La muestra se divide en dos poblaciones, unapoblacion de 308 cumulos azules con g′ − I menor a 1.5 y la otro de 192 cumulosrojos con g′ − I mayor a 1.5.

En el capıtulo anterior mostramos que para la galaxia NGC 3077 se tenıan 922candidatos a cumulo estelar, si nos limitamos solo a la muestra mas brillante queI > 22 mag para de esta forma estar mas seguros que la lista esta conformada porcumulos estelares, obtenemos la distribucion que muestra la Figura 4.1. Esta figuramuestra la distribucion de color de la poblacion de cumulos estelares seleccionados.Los objetos de la muestra se encuentran en el intervalo -0.14 mag < g′-I < 4 mag yparecen estar divididos en dos poblaciones a (g′−I) ∼ 1.5 mag. Existen 192 cumulosestelares con color g′− I mayor que 1.5 mag y 308 cumulos estelares con color g′− Imenor que 1.5 mag.

4.1. PARAMETROS FISICOS DE LOS CUMULOS ESTELARES 41

0 1 2 3 4

g′ − I

16

17

18

19

20

21

22

I

8 Myr

100 Myr

500 Myr

1 Gyr

AV = 1 mag

5× 106M�

106M�

2× 105M�

2.5× 104M�

104M�

5× 103M�

2.5× 103M�

10 Gyr−11

−10

−9

−8

−7

−6

MI

Figura 4.2: CMD de la poblacion de cumulos estelares en NGC 3077. Trazas evo-lutivas para SSPs con masa de 2.5 × 104 − 2.5 × 103M� en el intervalo de edad de4 × 106 − 109 anos reproduce los colores de la poblacion de cumulos estelares azules(cuadros azules). Mientras que los cumulos estelares rojos (cırculos rojos) ajustancon una traza evolutiva de 1010 anos (excepto aquellos con g′ − I > 2.5 mag) en unintervalo de masa de 2 × 105 − 5 × 106 M�. Se muestra el vector de extincion conAV = 1 mag.

Los cumulos estelares se pueden considerar poblaciones estelares simples (SSPs),es decir, un conjunto de estrellas nacidas en un mismo evento de formacion este-lar y con la misma composicion quımica inicial. Si se asume esto y empleando unanalisis de sus CMDs con ayuda de modelos sinteticos de poblacion estelar se pue-de estimar sus masas y edades, es decir, mediante la comparacion de sus colores ymagnitudes observadas con las correspondientes cantidades de un modelo de SSP, enun CMD. Se utilizaron modelos evolutivos teoricos basados en Girardi et al. (2002)


obtenidos por medio de la pagina CMD 2.7 input form (http://stev.oapd.inaf.it/cgi-bin/cmd). Los modelos de SSPs fueron calculados bajo los siguientes argumentos: seconsidero una metalicidad solar Z� (Z� = 0.019, metalicidad que ha sido reportadapara NGC 3077, Calzetti et al. 2004) y una metalicidad Z� = 0.008, apropiada paracumulos globulares y ademas una funcion de masa inicial (IMF) de Salpeter (1955).La Figura 4.2 muestra el CMD de los cumulos estelares de nuestros subcatalogos.En este CMD se separaron las dos poblaciones considerando que la separacion sedebe a la edad de los cumulos estelares, es decir, pertenecen a dos epocas de forma-cion estelar diferentes, pero debido a la morfologıa de NGC 3077 (p. ej. regiones depolvo) objetos rojos pueden ser jovenes con extincion, en la Figura 4.3 se muestrala distribucion espacial de los cumulos estelares azules y rojos. Del lado izquierdodel CMD se muestran cuatro trazas para unas SSPs con metalicidad Z� y masade 2.5 × 104M�, 104M�, 5 × 103M� y 2.5 × 103M� en un intervalo de edades de4 × 106 − 109 anos. Del lado derecho del CMD se utilizo una traza de metalicidadmenor a la solar (Z = 0.008) para una edad de 1010 anos y un intervalo de masa de2 × 105 − 5 × 106M�. El vector de extincion corresponde a AV = 1 mag.

Si la mayorıa de los cumulos azules son mas masivos que 2.5× 104M� sus edadespodrıan ser ∼ 2 × 108 anos, lo cual concordarıa con la epoca de interaccion deNGC 3077 con M81. Sin embargo, si los cumulos son menos masivos que 104M�,ellos podrıan ser cumulos formados en los ultimos 5 × 107 anos, en cuyo caso serıaimprobable que esten relacionados a la interaccion con M81.

Los cumulos rojos tienen colores incluso mas rojos que los esperados para cumulosglobulares, g′ − I > 2.5 mag, estos objetos podrıan ser cumulos globulares conpoca extincion o cumulos con alta extincion y los objetos mas rojos (g′ − I ∼ 4mag) podrıan ser cumulos globulares con alta extincion, galaxias elıpticas de fondoo estrellas rojas de primer plano. Los cumulos rojos tendrıan una edad constante de1010 anos y sus masas podrıan estar en el intervalo de 2 × 105 − 5 × 106M�. Estasmasas son similares a las masas de los cumulos globulares de la Vıa Lactea.

Por lo expuesto anteriormente vemos que la degeneracion edad-extincion no nospermite determinar con precision la edad de los cumulos estelares. Para poder ha-cer una buena estimacion de la edad de los cumulos estelares usando diagramascolor-color es necesario romper la degeneracion edad-extincion (como la mostradaen la Figura 4.4). Para esto vamos a determinar la extincion por un metodo alterno.Construimos mapa de enrojecimiento usando las imagenes Hα y Hβ obtenidas porWFPC2. Con el mapa de enrojecimiento determinamos la extincion de cada cumuloestelar.

El siguiente trabajo se limita a los cumulos mas brillantes que I = 20 mag, yaque la determinacion de la extincion de los cumulos es uno a uno.

4.1. PARAMETROS FISICOS DE LOS CUMULOS ESTELARES 43

Figura 4.3: Distribucion espacial de los cumulos estelares azules (I < 22 magy g′ − I < 1.5 mag) (superior) y de los cumulos estelares rojos (I < 22 mag yg′ − I > 1.5 mag) (inferior) superpuestos en la imagen V (F606W) obtenida conla ACS de NGC 3077.


0 1 2 3 4

g′ − I−0.5

0.0

0.5

1.0

1.5

2.0

2.5

V−I

8 Myr100 Myr

500 Myr

1 Gyr

10 Gyr

AV = 1 mag

Traza Evolutiva

Figura 4.4: Diagrama color-color de los cumulos estelares de NGC 3077. Los cumulosestelares con g′ − I < 1.5 mag se muestran como cuadros azules y aquellos cong′−I > 1.5 mag se muestran como cırculos rojos. La degeneracion edad-extincion nopermite inferir la edad de los cumulos estelares sin ambiguedad. La traza evolutivapara una SSP de Girardi et al. (2002) es mostrada como la lınea a trozos.

4.2. Estimacion de las Edades y Masas para los

Cumulos Estelares mas Brillantes de NGC 3077

Los cumulos estelares mas brillantes que I = 20 mag son en total 31 objetos,en la Figura 4.5 se muestran todos estos objetos junto con una traza evolutiva parauna SSP con una masa de 2.5 × 104M�. Primero se determinara la edad y parahacerlo se calculara el enrojecimiento E(B−V ) (usando las imagenes obtenidas por

4.2. ESTIMACION DE LAS EDADES Y MASAS... 45

0 1 2 3 4

g′ − I

17.0

17.5

18.0

18.5

19.0

19.5

20.0

20.5

I

8 Myr

100 Myr

AV = 1 m

2.5× 104M�−10.5

−10.0

−9.5

−9.0

−8.5

−8.0

−7.5

MI

Figura 4.5: CMD de los cumulos estelares mas brillantes que I = 20 mag. Se muestrauna traza evolutiva para una SSP (Girardi et al., 2002) con una masa de 2.5×104M�.

la WFPC2: Hα y Hβ) para cada uno de ellos y despues se corregira por extincionsus magnitudes.

4.2.1. Correccion por Extincion

Para calcular el enrojecimiento debemos obtener la emision en Hα y en Hβ, esdecir, a las imagenes obtenidas por la WFPC2, F656N (Hα) y F487N (Hβ), se lesdebe restar la emision del continuo.

El proceso utilizado para obtener imagenes de Hα y Hβ en emision es el siguiente(todas las imagenes usadas fueron las obtenidas por la WFPC2):

Primero se obtienen las imagenes de Hα y Hβ debidas al continuo a partir dela emision del continuo en las bandas F814W y F547M, respectivamente, tal ycomo muestran las siguientes ecuaciones

Hαcontinuo =F814W

Flux ratio Hαy Hβcontinuo =

F547M

Flux ratio Hβ(4.4)


0.0 0.5 1.0 1.5 2.0 2.5 3.0 3.5 4.0V−I

2

1

0

1

2

3

γ=Hα−I

γ=α+β(V−I) α=−0.29 β=0.549

(a)

0.0 0.5 1.0 1.5 2.0 2.5

V − I−3

−2

−1

0

1

2

3

γ2

=Hβ−V

γ2 = α2 + β2(V − I)α2 = −0.548β2 = 0.528

(b)

Figura 4.6: Diagramas color-color donde se realizo el ajuste de mınimos cuadradospara calcular los coeficientes α y β que describen la relacion lıneal color-Flux ratio.(a) Flux ratio Hα. (b) Flux ratio Hβ.

donde Flux ratio Hα y Flux ratio Hβ son imagenes que se construyen con

Flux ratio Hα = 100.4(α+β(2.5 log F814WF547M

+mZ2)−mZ1) (4.5)

Flux ratio Hβ = 100.4(α2+β2(2.5 log F814WF547M

+mZ2)−mZ3) (4.6)

Cabe destacar que con este metodo se emplea un Flux ratio que es dependien-te del color, generalmente otros autores usan Flux ratios constantes indepen-dientes del color. Ası, con nuestro metodo hacemos una mejor estimacion delcontinuo estelar.

La ecuaciones 4.5 y 4.6 expresan al Flux ratio Hα y Flux ratio Hβ respecti-vamente, donde mZ1 = mZPHα−mZPI = −4.095; mZ2 = mZPV −mZPI = 0.017y mZ3 = mZPHβ −mZPV = −4.296 son restas de los Zero Point para los filtrosHβ, V, Hα e I (Tabla 3.4).

Para calcular cada Flux ratio es necesario determinar los coeficientes α y βde las ecuaciones 4.5 y 4.6. α y β describen la relacion lıneal color-Flux ratio.Para hallar estos coeficientes se hicieron diagramas color-color (Figura 4.6) uti-lizando las magnitudes de las fuentes que fueron detectadas por SExtractor enlos filtros I, Hα, V y Hβ. Estas son fuentes sin lınea de emision (estrellas ocumulos globulares). Especıficamente se utilizaron fuentes fuera del centro deNGC 3077, fuera del cırculo de radio de 16′′ y centrado en AR = 150.82785◦,


(a) (b)

Figura 4.7: Ubicacion de las fuentes usadas en los ajustes (puntos fuera del cırculoverde), superpuestas en la imagen sum wfpc2.fits de NGC 3077. (a) Fuentes cuyasmagnitudes son usadas en el diagrama de la Fig4.6(a). (b) Fuentes cuyas magnitudesson usadas en el diagrama de la Fig4.6(b).

Dec = 68.733546◦; esto se hizo para evitar en lo posible fuentes con alta ex-tincion. La Figura 4.7 muestra las fuentes que fueron seleccionadas despues dehaber eliminado aquellas con alta incertidumbre en su magnitud y aquellas queno cumplıan con la relacion lıneal esperada.

En la Figura 4.6(a) se muestra el diagrama color-color empleado para calcularα y β de Flux ratio Hα. Se utilizaron los colores Hα−I = γ vs V −I y a partirde la relacion lıneal color-Flux ratio se uso la ecuacion γ = α+ β(V − I) y sehizo un ajuste de mınimos cuadrados para obtener los valores α = −0.290 yβ = 0.549. En la Figura 4.6(b) se muestra el diagrama color-color para calcularα2 y β2 de Flux ratio Hβ. Se utilizaron los colores Hβ−V = γ2 vs V − I y seuso la ecuacion γ2 = α2 + β2(V − I) para obtener mediante ajuste de mınimoscuadrados los valores α2 = −0.548 y β2 = 0.528.

Posteriormente se hace la resta a las imagenes de Hα y Hβ las imagenes decontinuo: Hαemision = Hα−Hαcontinuo y Hβemision = Hβ −Hβcontinuo.

Los mapas de la emision de Hα y Hβ de la galaxia NGC 3077 son mostradosen la Figura 4.8. En estos mapas se han superpuesto los cumulos mas brillantesque I = 20 mag.


Figura 4.8: Imagen de la emision de Hα (superior) y de Hβ (inferior) en NGC 3077.Los cumulos estelares mas brillantes que I = 20 mag estan superpuestos (cırculosverdes).


Para calcular el enrojecimiento E(B − V ) se utilizo la definicion estandar (ecua-cion 1 de Calzetti 1997):

E(B − V )Ha/Hb =log(Robs/Rint)

0.4[k(λa) − k(λb)](4.7)

donde Ha y Hb son dos lıneas de emision de Hidrogeno con cociente intrınsecoRint y cociente observado Robs, y k(λ) es la curva de extincion medida en la longitudde onda de la lınea de emision. La curva k(λ) es definida como la extincion total a laselectiva del gas, A(λ)/E(B−V ), donde A(λ) es la atenuacion en magnitudes. Paracalcular el enrojecimiento usaremos el cociente Hα/Hβ, el valor adoptado para laextincion diferencial es k(Hβ) − k(Hα) = 1.17 (Calzetti, 1997) y tomamos un valorteorico de Rint = 2.75 (para un temperatura T = 2 × 104K y una densidad den = 102cm−3, Osterbrock & Ferland 2006).

El mapa de enrojecimiento E(B − V ) que se muestra en la Figura 4.9 se obtuvoutilizando las imagenes de emision de Hα y de Hβ y aplicando la ecuacion 4.7.

-13 -11 -9.1 -7.1 -5.1 -3 -1 1 3 5.1 7.1

10 arcsec

N

E

Figura 4.9: Mapa de enrojecimiento E(B − V ) de NGC 3077, se obtuvo empleandoHα/Hβ.

Para pasar de c/s a flujo (erg cm−2s−1 A−1) se necesita multiplicar por el fac-tor PHOTFLAM, para la imagen del filtro F656N y chip 3 de WFPC2 el valor es


0.0 0.5 1.0 1.5 2.0 2.5 3.0 3.5 4.0E(B−V)

0

500

1000

1500

2000

2500

3000N

0.43 mag

Figura 4.10: Histograma de la distribucion de los valores de E(B − V ) del centro deNGC 3077 (dentro de un cuadro de 54′′ de lado y centrado en AR = 150.82922◦,Dec = 68.734184◦). El maximo se encuentra en E(B − V ) ≈ 0.4 mag.

1.461 × 10−16 y para el filtro F487N y chip 3 de WFPC2 el valor es 3.858 × 10−16

(http://www.stsci.edu/hst/wfpc2/analysis/wfpc2 photflam.html), finalmente se ob-tiene el flujo integrado multiplicando al flujo obtenido por el ancho efectivo de cadafiltro y ası quitar la dependencia con la longitud de onda, para la imagen del filtroF656N el weff es 28.30 A, para el filtro F487N el weff es 33.81 A. Finalmete se aplicala ecuacion 4.7.

La Figura 4.10 muestra la distribucion de valores de E(B − V ) para el centro deNGC 3077, el valor que mas se repite (moda) es E(B − V ) = 0.43 mag. El valor dela mediana corresponde a 0.71 mag.

Se consulto la base de datos del proyecto SDSS (Sloan Digital Sky Survey del DataRelease 12 ) para obtener datos espectroscopicos de la galaxia NGC 3077 y compararel enrojecimiento calculado a partir de las mediciones de los flujos de las lıneas Hα yHβ de esta base de datos (http://dr12.sdss3.org/spectrumDetail?mjd=54478&fiber=


Mediciones Hα (erg cm−2 s−1) Hβ (erg cm−2 s−1) E(B−V ) (mag)

Esta Tesis 2.071 × 10−13 4.722 × 10−14 0.433±1.1 × 10−15 ±8.3 × 10−16 ±0.017

SDSS 2.003 × 10−13 5.113 × 10−14 0.328±4.3 × 10−15 ±1.1 × 10−15 ±0.028

Tabla 4.1: Esta Tabla muestra el enrojecimiento calculado a partir de nuestras me-diciones en los mapas de Hα y Hβ en emision y los datos reportados por el SDSS.

120&plateid=1879) con el enrojecimiento calculado a partir de las imagenes de laFigura 4.8. El espectrografo de Sloan opera mediante una fibra optica. La fibra tieneun diametro de 3′′ (180µm), cubre el intervalo espectral de 3800 − 9200 A y tie-ne una resolucion de 1500 en 3800 A y 2500 en 9000 A, la fibra fue centrada en:AR = 150.83046◦ y Dec = 68.734521◦. De esta observacion fue posible tener la me-dicion de la emision de Hα y Hβ. La Tabla 4.1 muestra las comparaciones de lasmediciones de Sloan y la nuestra, nuestra medicion se realizo empleando el area deun cuadro centrado en la misma coordenada que la fibra de Sloan y de 2.8′′ de lado.Para determinar E(B − V ), en ambos casos se utilizo la ecuacion 4.7.

Para calcular el enrojecimiento E(B − V ) de cada uno de los cumulos estelaresseleccionados, se realizo la fotometrıa a las imagenes de Hα y Hβ en emision. Lafotometrıa se realizo con la tarea PHOT de IRAF teniendo en cuenta las siguientesconsideraciones: se hizo la fotometrıa a varias aperturas, de 1 a 5 pixeles de ra-dio, el valor del cielo fue calculado tomando la mediana (parametro salgorithm), setomo un radio interno (annulus) de 10 pixeles y se tomo el ancho del anillo (dannu-lus) concentrico con las aperturas donde se va a medir el valor del fondo de cielo de3 pixeles y los valores de Zero Point correspondientes (Hα y Hβ) que se encuentranen la Tabla 3.4. Los parametros que resultan de ejecutar esta tarea para cada uno delos objetos son: SUM (valor total de cuentas a una apertura dada), AREA (area dela apertura), FLUX (FLUX = SUM − AREA × fondo cielo), MAG (magnitud),entre otros.

Para obtener un valor de emision de Hα y Hβ se realizo un analisis visual enlas Figuras 4.8 y 4.9 teniendo en cuenta la ubicacion del objeto y su tamano enel subcatalogo de g′. Algunos objetos que estan lejos del centro de NGC 3077 notienen emision de Hα o Hβ (no tienen nebulosidad), por lo que no se pudo calcularE(B − V ), ası que hemos supuesto que E(B−V ) = 0. Se calcularon los flujos integra-dos usando los PHOTFLAM y ωeff correspondientes para aplicar la ecuacion 4.7.

Para hacer la correccion por extincion usamos la curva de extincion de Calzettiet al. (2000), k′(λ) = A′(λ)/Es(B−V ), donde el enrojecimiento del continuo estelarEs(B − V ) esta ligado al enrojecimiento derivado de las lıneas de emision del gasnebular E(B − V ) mediante Es(B−V ) = (0.44±0.03)E(B−V ). La expresion parak′(λ) es,


k′(λ) = 2.659(−1.857 + 1.040/λ) +R′V , (4.8)

para 0.63 µm≤ λ ≤ 2.20 µm;

k′(λ) = 2.659(−2.156 + 1.509/λ− 0.198/λ2 + 0.011/λ3) +R′V , (4.9)

para 0.12 µm≤ λ‘ 0.63 µm y R′V = 4.05.Para el filtro I, k′(I) = 2.5433, para el filtro V, k′(V ) = 3.7353 y para el filtro g′,

k′(g′) = 4.7094. Las correcciones por extincion en los filtros son las siguientes:

A′(I) = k′(I) × 0.44 × E(B − V ) = 1.12[E(B − V ) − E(B − V )MW ] (4.10)

A′(V ) = k′(V ) × 0.44 × E(B − V ) = 1.64[E(B − V ) − E(B − V )MW ] (4.11)

A′(g′) = k′(g′) × 0.44 × E(B − V ) = 2.07[E(B − V ) − E(B − V )MW ] (4.12)

El enrojecimiento que afecta a cada objeto tiene su contribucion debido a laVıa Lactea. Sin embargo, debido a que ya se habıa tomado en cuenta esta efectosu contribucion no aparece en las ecuaciones 4.10, 4.11 y 4.12. En la Tabla B.1 delApendice B se muestran las magnitudes y colores corregidos.

4.2.2. Estimacion de la Edad

Despues de haber hecho la correccion por extincion, se utilizo un diagrama color-color, para encontrar la edad de los cumulos estelares seleccionados. La determina-cion de la edad para cada uno fue realizada manualmente ubicando su posicion enel diagrama, ası como su ubicacion en la galaxia. La Figura 4.11 muestra el diagra-ma color-color V − I vs g′ − I, de los cumulos seleccionados. Los cırculos abiertosrepresentan las magnitudes sin la correccion por extincion de NGC 3077, ni la de-bida a la Vıa Lactea. Los cırculos rellenos representan a las magnitudes corregidaspor la extincion. Los cırculos rellenos que ademas tienen una estrella roja son aque-llos objetos (sin nebulosidad) a los que no medimos enrojecimiento y lo suponemosE(B− V ) = 0. En el analisis que se hizo dos objetos (ID = 9312 y 9068) resultaronser mas de una poblacion estelar, por tal motivo no se les asigno ninguna edad yno aparecen en la Figura 4.11. Cuatro objetos (ID = 14732, 8333, 5963 y 6932)tienen un color g′ − I > 2.5 mag, por lo que se localizan lejos del modelo de Girardiet al. 2002 y por lo tanto no se les asigno edad. El objeto ID = 8333 es el masbrillante en la banda I, se encuentra en el centro de NGC 3077, es el unico de loscuatro que tuvo un E(B− V ) > 0 y ademas, ya que la escala de imagen de WFPC2


es menor que la de ACS, forma parte del cumulo que fue catalogado como ID = 1por Harris et al. 2004 (Seccion 1.3.1). Los otros tres objetos se encuentran fuera delcentro de NGC 3077, son de interes ya que tienen las caracterısticas morfologicas delos cumulos globulares pero son mas rojos de lo esperado.

−1 0 1 2 3 4 5

g′ − I−0.5

0.0

0.5

1.0

1.5

2.0

2.5

3.0

V−I

5 Myr

10 Myr

100 Myr

500 Myr

1 Gyr

10 Gyr

Figura 4.11: Diagrama color-color para los cumulos estelares mas brillantes de I = 20mag. Los cırculos abiertos representan las magnitudes sin ninguna correccion porextincion, los cırculos rellenos representan las magnitudes corregidas por extinciony los objetos con la estrella roja son aquellos sin nebulosidad por lo que suponemosE(B − V ) = 0. La traza evolutiva (lınea discontinua) corresponde a modelos deGirardi et al. 2002 con Z = 0.019.

En la Tabla B.1 se muestran las edades para todos los cumulos estelares seleccio-nados.


4.2.3. Estimacion de la Masa

−0.5 0.0 0.5 1.0 1.5 2.0 2.5 3.0

g′ − I

16

17

18

19

20

I

5 Myr

10 Myr

100 Myr106M�

3× 106M�

7× 106M�

5× 104 M�

2.5× 104 M�

104 M�

10 Gyr−11

−10

−9

−8

MI

Figura 4.12: Diagrama color-magnitud de los cumulos estelares seleccionados. Loscırculos abiertos representan las magnitudes sin ninguna correccion por extincion,los cırculos rellenos representan las magnitudes corregidas por extincion, los objetoscon la estrella roja son aquellos sin nebulosidad por lo que suponemos E(B−V ) = 0.Se muestran trazas evolutivas para SSPs con masas de 5, 2.5 y 1 × 104M�, en elintervalo de 4 × 106− ∼ 1 × 108 anos. Ademas se agregan tres modelos con edad de1010 anos y masas de 1, 3 y 7 × 106M�.

Una vez estimada la edad de los cumulos estelares seleccionados se utiliza elCMD, I vs g′− I, para determinar la masa de estos objetos. La determinacion de lamasa para cada uno fue realizada uno por uno ubicando su posicion en el CMD yajustando modelos de SSPs, hasta que coincidiera la edad estimada. La Figura 4.12


muestra el CMD I vs g′ − I donde se muestran los cumulos estelares. Los cırculosabiertos representan las magnitudes sin ninguna correccion, es decir, sin la correccionpor extincion de NGC 3077 ni la de la Vıa Lactea. Los cırculos rellenos representana las magnitudes corregidas por la extincion de NGC 3077 y la de la Vıa Lactea.Los cırculos rellenos que ademas tienen una estrella roja son aquellos objetos (sinnebulosidad) a los que supusimos E(B − V ) = 0. La Masa para todos los cumulosestelares se muestra en la Tabla B.1.

Finalmente, vamos a hacer una comparacion entre los resultados obtenidos eneste trabajo con los resultados reportados por Harris et al. 2004. En la Tabla 4.2 semuestra la comparacion de los valores obtenidos de E(B−V ), masa y edad obtenidosen esta tesis y los reportados por Harris et al. 2004. Ademas, en las siguientes Figurasse compara cada parametro. En la Figura 4.13 se muestra una comparacion entrelos valores del E(B − V ) calculado en este trabajo con los cumulos reportados porHarris et al. 2004, los ID de este trabajo son mostrados. En esta grafica se pudever que los valores son similares, a pesar de que Harris y colaboradores utilizaron unfactor constante (Flux ratio) para obtener la emision de Hα y Hβ.

En la Figura 4.14 se muestra la Masa calculada en este trabajo de los cumulosreportados por Harris y colaboradores. Las masas en general son del mismo orden,excepto el cumulo ID = 1 de Harris y colaboradores, que como ya se habıa men-cionado, son dos o mas objetos, a sus cumulos ID = 49, 50 y 54 no les estimaronmasa.

En la Figura 4.15 se muestra la Edad calculada en este trabajo de los cumulosreportados por Harris y colaboradores.

ID E(B − V ) Masa Edad ID E(B − V ) Masa EdadEsta tesis mag M� anos Harris et

al. (2004)mag M� anos

9053 0.46 5 × 104 107 1 0.70 2.18 × 105 1.4 × 107

11933 0.00 7 × 104 108 3 0.06 7 × 104 1.13 × 108

9319 0.13 6 × 104 108 4 0.28 6.7 × 104 7 × 107

9087 1.15 2 × 104 5 × 106 5 0.06 3.3 × 104 6.8 × 107

7990 0.92 2 × 104 107 6 1.65 2.2 × 104 6 × 106

9393 0.17 3 × 104 107 7 0.06 2 × 104 6 × 106

7930 0.72 5 × 104 107 11 0.70 1.6 × 104 8 × 106

8955 0.26 104 107 24 0.49 6 × 103 6 × 106

9294 0.92 2 × 104 5 × 106 26 0.61 6 × 103 7 × 106

9298 0.47 104 5 × 106 27 0.06 5 × 103 6 × 106

10514 0.46 104 5 × 106 28 0.27 5 × 103 7 × 106

9275 0.63 104 107 49 0.15 - 6 × 106

7749 1.68 5 × 104 107 50 0.35 - 6 × 106

9236 0.98 5 × 104 107 54 0.06 - 2.1 × 107

Tabla 4.2: Valores de E(B−V ), Masa y Edad de los cumulos en comun entre nuestrotrabajo y los de Harris et al. (2004). Las primeras cuatro columnas corresponden anuestros resultados.


0.2 0.0 0.2 0.4 0.6 0.8 1.0 1.2 1.4 1.6 1.8E(B−V)Harris et al. (mag)

0.2

0.0

0.2

0.4

0.6

0.8

1.0

1.2

1.4

1.6

1.8E

(B−V

) EstaTesis

(mag

)

9053

119339319

9087

7990

9393

7930

8955

9294

9298 10514

9275

7749

9236

Figura 4.13: Grafica comparativa del E(B − V ) que calculamos para los cumulosestelares que reporta Harris et al. 2004. Los ID de esta tesis son mostrados.

3.5 4.0 4.5 5.0 5.5log(Masa)Harris et al. (M¯)

3.5

4.0

4.5

5.0

5.5

log(Masa)EstaTesis

(M¯)

9053

119339319

90877990

9393

7930

8955

9294

929810514

Figura 4.14: Grafica comparativa de la Masa que calculamos para los cumulosestelares que reporta Harris et al. 2004

4.3. RESULTADOS 57

6.6 6.8 7.0 7.2 7.4 7.6 7.8 8.0 8.2log(Edad)Harris et al. (anos)

6.6

6.8

7.0

7.2

7.4

7.6

7.8

8.0

8.2

log(Edad)EstaTesis

(anos

)

9053

119339319

9087

79909393

79308955

92949298

10514

9275

77499236

Figura 4.15: Grafica comparativa de la Edad que calculamos para los cumulosestelares que reporta Harris et al. 2004.

4.3. Resultados

Nuestro trabajo reporta por primera vez los resultados de hacer una busquedacuidadosa de todo tipo de cumulo estelar en la galaxia irregular NGC 3077.

Hemos encontrado en la galaxia NGC 3077 922 candidatos de cumulo estelar.Sı limitamos nuestra muestra a aquellos objetos con magnitud I < 22 mag el catalogose reduce a 500 cumulos estelares, esta poblacion claramente puede ser dividida enuna subpoblacion azul y en otra subpoblacion roja (Figura 4.2), lo cual nos indica laexistencia de una poblacion joven y de una poblacion vieja. Aunque algunos de losobjetos de la subpoblacion roja pueden tener este color debido a la extincion, otrosseguramente son candidatos a ser cumulos globulares.

Debido a la complejidad de la estructura de esta galaxia decidimos determinar laedad y la masa solo para los objetos mas brillantes (I < 20 mag). Son 31 cumuloslos que cumplen esta condicion, sin embargo, unicamente se obtuvo la edad y masade 25 cumulos estelares. Dos objetos de los seis a los que no se les pudo determinaredad y masa estan formados por dos o mas poblaciones estelares. Los cuatro objetosrestantes de los que no se les pudo determinar edad y masa son objetos muy rojos, queen general no tienen nebulosidad y los modelos teoricos que empleamos no los puedencaracterizar. Estos ultimos objetos son de gran interes ya que tienen morfologıa decumulos globulares pero su color muestra discrepancia.


La Figura 4.16 muestra la masa y edad de los cumulos estelares mas brillantes. Senota la presencia de cumulos estelares jovenes ası como de cumulos globulares. Loscumulos con edad de ∼ 108 anos podrıan estar relacionados a la interaccion de M81con NGC 3077. En la Figura podemos notar dos importantes eventos de formacionestelar. En el evento mas reciente no hemos podido encontrar cumulos estelares conalta masa (M > 105M�). Tambien podemos ver que en el caso de cumulos viejosno encontramos cumulos estelares de baja masa, lo cual concuerda con los procesosevolutivos de estos agregados estelares.

3.5 4.0 4.5 5.0 5.5 6.0 6.5 7.0log(Masa) (M¯)

6.5

7.0

7.5

8.0

8.5

9.0

9.5

10.0

10.5

log(Edad)(anos)

Figura 4.16: Grafica de la Edad vs Masa de los cumulos mas brillante. Los circulosabiertos representan cada uno de nuestros 25 cumulos (hemos cambiado ligeramentela edad o la masa de algunos cumulos para que se pueda notar su presencia en lafigura).

4.4. ANALISIS DE COLORES EN NGC 5253 59

1 0 1 2 3 4 5B−I

0

5

10

15

20

25

30

35

40

45

NI < 21.5 mag

Figura 4.17: Histograma de la distribucion de los valores de color B−I de la poblacionde cumulos estelares en NGC 5253. La muestra se divide en dos poblaciones, unapoblacion de 237 cumulos azules con B − I menor a 1.5 y la otra de 222 cumulosrojos con B − I mayor a 1.5.

4.4. Analisis de colores en NGC 5253

Para NGC 5253 se tomo un enrojecimiento E(B−V )MW = 0.0556± 0.0007 mag(Schlegel et al., 1998), una razon entre extincion y enrojecimiento de RV = 3.1.De la ley de extincion de Cardelli et al. (1989), se tiene que; A(I)/A(V ) = 0.5595,A(V ′′)/A(V ) = 1.0295, A(B)/A(V ) = 1.3648. Las correcciones en las magnitudespara los filtros debido al enrojecimiento estan dadas por

AI = 3.1 × A(I)/A(V ) × E(B − V )MW (4.13)

AV = 3.1 × A(V ′′)/A(V ) × E(B − V )MW (4.14)


AB = 3.1 × A(B)/A(V ) × E(B − V )MW (4.15)

Para el filtro U. Se tiene que A(U)/A(V ) = 2.0296 y por lo tanto su correccionen la magnitud esta dada por AU = 3.1 × A(U)/A(V ) × E(B − V )MW .

En la galaxia NGC 5253 hemos encontrado 1647 candidatos a cumulo estelar.Debido a que los objetos mas debiles podrıan ser otro tipo de objeto, como estrella,entonces decidimos analizar solo a los candidatos con I < 21.5 mag, con ello podemosestar mas seguros que se trata de una poblacion de cumulos estelares. La Figura 4.17muestra la distribucion de color de la poblacion de cumulos estelares seleccionadosen este trabajo. Los objetos de la muestra se encuentran en el intervalo −0.5 mag< B− I < 5.2 mag y parecen estar divididos en dos poblaciones a B− I ∼ 1.5 mag.Existen 222 cumulos estelares con color B − I mayor que 1.5 mag y 237 cumulosestelares con color B − I menor que 1.5 mag.

4.5. Estimacion de Edades y Masas en NGC 5253

Se utilizaron modelos evolutivos teoricos basados en Girardi et al. (2002) calcu-lados mediante la pagina CMD 2.7 input form. Los modelos de SSPs fueron calcu-lados bajo los siguientes argumentos: se considero una metalicidad menor a la solar,Z=0.008 (metalicidad que ha sido reportada para esta galaxia, Martin 1997) y unaIMF de Salpeter (1955).

4.5. ESTIMACION DE EDADES Y MASAS EN NGC 5253 61

0 1 2 3 4 5

B − I

16

17

18

19

20

21

I

8 Myr

100 Myr

500 Myr

1 Gyr

AV = 1 mag

1.5× 106M�

5× 105M�

105M�

5× 104M�

104M�

5× 103M�

2.5× 103M�

2 Gyr

−12

−11

−10

−9

−8

−7

MI

Figura 4.18: CMD de la poblacion de cumulos estelares en NGC 5253. Trazas evo-lutivas para SSPs con masa de 5 × 104 − 2.5 × 103M� en el intervalo de edad de4 × 106 − 109 anos reproduce los colores de la poblacion de candidatos a cumulosestelares azules (cuadros azules). Mientras que los candidatos a cumulos estelares ro-jos (cırculos rojos) ajustan con una traza evolutiva de 2×109 anos (excepto aquelloscon B− I > 2.5 mag) en un intervalo de masa de 105 − 1.5× 106M�. Se muestra unvector de extincion AV = 1 mag.

La Figura 4.18 muestra el CMD de los cumulos estelares de nuestros subcatalogos.En este CMD se notan dos poblaciones considerando que la separecion se debe ala edad de los candidatos, es decir, pertenecen a dos epocas de formacion estelardiferentes, pero debido a que en la galaxia NGC 5253 hay regiones con alta extincionlos objetos rojos podrıan ser jovenes con alta extincion. En la Figura 4.19 se muestrala ubicacion en la galaxia de los cumulos estelare azules y rojos. Del lado izquierdodel CMD se muestran cuatro trazas asociadas a SSPs con metalicidad de Z=0.008 y


masa de 5×104M�, 104M�, 5×103M� y 2.5×103M�. Las trazas cubren un intervalode edades de 4×106−109 anos. Del lado derecho CMD se marcaron modelos de SSPcon metalicidad Z = 0.008. Estos modelos tienen una edad de 2× 109 anos y cubrenun intervalo de masa de 105 − 1.5 × 106M�.

Si la mayorıa de los cumulos azules tuvieran masa de 5 × 104M� sus edadespodrıan ser de ∼ 5 × 108 anos. Sin embargo, si los cumulos son menos masivos que104M�, ellos podrıan ser cumulos formados en los ultimos 5 × 107 anos, en amboscasos serıa improbable que esten relacionados con el evento de interaccion con M83(van den Bergh, 1980).

Algunos cumulos rojos tienen colores B − I mas rojos que los esperados paracumulos globulares B − I > 2.5 mag, estos objetos podrıan ser cumulos globularescon extincion. Si a los cumulos rojos los asociamos a una traza de 2 × 109 anos, susmasas podrıan estar en el intervalo de 105 − 1.5× 106M�. Estas masas son similaresa los valores de los cumulos globulares de la Vıa Lactea y la edad podrıa coincidircon la epoca de interaccion de NGC 5253 con M83.

Al igual que para NGC 3077 tambien es necesario romper la degeneracion edad-extincion (Figura 4.20) para el calculo de la edad y se realiza el mismo procedimiento.Para este caso se analizaran cada uno de los cumulos estelares mas brillantes queI = 19 mag

4.5. ESTIMACION DE EDADES Y MASAS EN NGC 5253 63

Figura 4.19: Distribucion espacial de los cumulos estelares azules (I < 21.5 magy B − I < 1.5 mag) (superior) y de los cumulos estelares rojos (I < 21.5 mag yB − I > 1.5 mag) (inferior) superpuestos en la imagen V (F555W) obtenida con laACS de NGC 5253.


−1 0 1 2 3 4 5 6

B − I−2

−1

0

1

2

3

4

V−I

8 Myr 100 Myr500 Myr

1 Gyr10 Gyr

AV = 1 mag

Traza Evolutiva

Figura 4.20: Diagrama color-color de los cumulos estelares de NGC 5253. Los cumulosestelares con B − I < 1.5 mag se muestran como cuadros azules y aquellos conB − I > 1.5 mag se muestran como cırculos rojos. La degeneracion edad-extincionno permite inferir la edad de los cumulos estelares sin ambiguedad. La traza evolutivapara una SSP de Girardi et al. (2002) es mostrada como la lınea a trozos.

4.6. Estimacion de las Edades y Masas para los

Cumulos Estelares mas Brillantes de NGC 5253

Los cumulos estelares mas brillantes que I = 19 mag son en total 22 objetos, enla Figura 4.21 se muestran todos estos objetos junto con una traza evolutiva parauna SSP con una masa de 5 × 104M�. Se determinara el enrojecimiento E(B − V )siguiendo el mismo procedimiento que para NGC 3077, es decir, restar el continuo,


0 1 2 3 4 5

B − I

16.5

17.0

17.5

18.0

18.5

19.0

I

8 Myr

100 Myr

500 Myr

1 Gyr

AV = 1 m

5× 104M�

−11.0

−10.5

−10.0

−9.5

−9.0

MI

Figura 4.21: CMD de los cumulos estelares mas brillantes que I = 19 mag. Se muestrauna traza evolutiva para una SSP con una masa de 5 × 104M�.

calcular E(B − V ) y corregir por extincion cada cumulo para poder determinar lamasa y despues la edad.

Para restar el continuo de la imagen de Hα y Hβ de NGC 5253 se utilizo elmismo proceso realizado a NGC 3077.

En la Figura 4.22(a) se muestra el diagrama color-color empleado para calcularα y β de Flux ratio Hα. Se utilizaron los colores V − I vs Hα − I = γ, a partirde la relacion lıneal color-Flux ratio se utilizo la ecuacion γ = α + β(V − I) yse hizo un ajuste de mınimos cuadrados para obtener los valores α = −0.390 yβ = 0.490. En la Figura 4.22(b) se muestra el diagrama color-color para calcular α2

y β2 de Flux ratio Hβ. Se utilizaron los colores V − I vs Hβ−V = γ2 y se utilizo laecuacion γ2 = α2 + β2(V − I) para obtener los valores α2 = −0.502 y β2 = 0.492.


0.5 0.0 0.5 1.0 1.5 2.0 2.5 3.0V−I

1.5

1.0

0.5

0.0

0.5

1.0

1.5

2.0

γ=Hα−I

γ=α+β(V−I) α=−0.39 β=0.49

(a)

−0.5 0.0 0.5 1.0 1.5 2.0 2.5

V − I−1.5

−1.0

−0.5

0.0

0.5

1.0

1.5

γ2

=Hβ−V

γ2 = α2 + β2(V − I)α2 = −0.502β2 = 0.492

(b)

Figura 4.22: Diagramas color-color donde se realizo el ajuste de mınimos cuadradospara calcular los coeficientes α y β que describen la relacion lıneal color-Flux ratio.(a) Flux ratio Hα. (b) Flux ratio Hβ.

(a) (b)

Figura 4.23: Ubicacion de las fuentes usadas en los ajustes (puntos fuera del cırculoverde), superpuestas en la imagen sum wfpc2.fits de NGC 5253. (a) Fuentes cuyasmagnitudes son usadas en el diagrama de la Fig4.22(a). (b) Fuentes cuyas magnitudesson usadas en el diagrama de la Fig4.22(b).

Las fuentes cuyas magnitudes se utilizaron para hacer los ajustes en los diagramascolor-color de tomaron fuera del centro de NGC 5253, fuera del cırculo de radio=26′′

y centrado en AR = 204.98271◦, Dec = −31.642453◦ para evitar en lo posible


fuentes con alta extincion. Estas son fuentes sin lınea de emision (estrellas o cumulosglobulares) La Figura 4.23 muestra las fuentes que fueron seleccionadas despues dehaber eliminado aquellas con alta incertidumbre en su magnitud y aquellas que nocumplıan con la relacion lıneal esperada.

Se realiza la resta a las imagenes de Hα y Hβ las imagenes de continuo:Hαemision = Hα−Hαcontinuo y Hβemision = Hβ −Hβcontinuo.

Debido a la velocidad de recesion de NGC 5253 (∼ 407 km/s) fue necesario haceruna correccion para la imagen de emision Hα, se hizo la misma correccion realizadapara M83 por Harris et al. 2001 ya que pertenecen al mismo grupo. Se removio el 15 %de la emision debido a que la lınea de emision [NII] λ6548 cae dentro del pasabandadel filtro. Y debido a que la lınea de Hα se desplaza hacia la ala roja de F656Nse agrego un 25 % para recuperar el flujo de lınea. Para Hβ no se realizo ningunacorreccion.

Los mapas de la emision de Hα y Hβ son mostrados en las Figuras 4.24 y4.25 respectivamente. En estos mapas se han superpuesto los cumulos estelares masbrillantes.

Figura 4.24: Imagen de la emision de Hα de NGC 5253. Los cumulos estelares masbrillantes que I = 19 estan superpuestos (cırculos verdes).


Figura 4.25: Imagen de la emision de Hβ de NGC 5253. Los cumulos estelares masbrillantes que I = 19 mag estan superpuestos (cırculos verdes).

Para calcular el enrojecimiento en la galaxia NGC 5253 se utilizo la ecuacion4.7 y las mismas consideraciones que para NGC 3077. El mapa de enrojecimientoE(B − V ) que se muestra en la Figura 4.26 se obtuvo utilizando las imagenes deemision de Hα y de Hβ de NGC 5253. La Figura 4.27 muestra la distribucion devalores de E(B−V ), en el centro de NGC 5253. Su moda es E(B−V ) = 0.18 mag.El valor de la mediana corresponde a 0.39 mag.

Para calcular el enrojecimiento de cada uno de los cumulos estelares mas brillantesse uso el mismo proceso que para NGC 3077 (tambien los mismos parametros dePHOT). Los valores obtenidos de E(B−V ) se muestran en la Tabla B.3 del ApendiceB.


-0.00088 0.0067 0.022 0.053 0.11 0.24 0.48 0.96 1.9 3.9 7.7

10 arcsec

N

E

Figura 4.26: Mapa de enrojecimiento E(B−V ) de NGC 5253, se obtuvo empleandoHα/Hβ. Color blanco significa mas extincion.


0.0 0.5 1.0 1.5 2.0 2.5 3.0E(B−V)

0

2000

4000

6000

8000

10000

12000N

0.18 mag

Figura 4.27: Histograma de la distribucion de los valores de E(B − V ) del centro deNGC 5253 (dentro de un cuadro de 58′′ de lado y centrado en AR = 204.98322◦,Dec = −31.641048◦). El maximo se encuentra en E(B − V ) ≈ 0.2 mag.

Se hizo la correccion por extincion siguiendo las ecuaciones 4.8 y 4.9. En estecaso tenemos los siguientes valores para el filtro I, k′(I) = 2.5433; para el filtroV, k′(V ) = 4.1608; para el filtro B, k′(B) = 5.1498 y para k′(U) = 7.4295. Lascorrecciones en las magnitudes estaran dadas por las siguientes ecuaciones;

A′(I) = k′(I) × 0.44 × E(B − V ) = 1.12[E(B − V ) − E(B − V )MW ] (4.16)

A′(V ) = k′(V ) × 0.44 × E(B − V ) = 1.83[E(B − V ) − E(B − V )MW ] (4.17)

A′(B) = k′(B) × 0.44 × E(B − V ) = 2.27[E(B − V ) − E(B − V )MW ] (4.18)


y

A′(U) = k′(U) × 0.44 × E(B − V ) = 3.27[E(B − V ) − E(B − V )MW ] (4.19)

El enrojecimiento que afecta a cada objeto tiene su contribucion debido a la VıaLactea. Sin embargo, debido a que ya se habıa tomado en cuenta este efecto sucontribucion no aparece en las ecuaciones 4.16, 4.17, 4.18 y 4.19. En la Tabla B.3 delApendice B se muestran las magnitudes y colores corregidos.

4.6.1. Estimacion de la Edad

El metodo empleado fue similar al que se uso en NGC 3077. Se utilizo el diagra-ma color-color, V − I vs B − I, para encontrar la edad de los cumulos estelares masbrillantes. La Figura 4.28 muestra el diagrama color-color donde se se muestran a loscumulos estelares mas brillantes. Los cırculos abiertos representan las magnitudessin ninguna correccion, es decir, sin la correccion por extincion de NGC 5253, ni ladebida a la Vıa Lactea. Los cırculos rellenos representan a las magnitudes corregidaspor la extincion. Los cırculos rellenos que ademas tienen una estrella roja son aque-llos objetos que no tienen nebulosidad por lo que asumimos E(B − V ) = 0. En elanalisis realizado cuatro objetos (ID = 25519, 16975, 16988 y 16933) resultaron estarformados por mas de una poblacion estelar, por tal motivo no se les asigno ningunaedad y no aparecen en el diagrama. Cuatro objetos mas (ID = 17707, 17151, 3742y 19875) tienen un color B − I > 2.5 mag, por lo que aun quedan lejos del modelode Girardi et al. 2002 y por lo tanto no se les asigno edad. El objeto ID = 3742 seencuentra lejos del centro de NGC 5253, fue el unico de los cuatro objetos que tuvoE(B − V ) = 0, el objeto ID = 17151 se encuentra en el centro de NGC 5253, mien-tras que los dos restantes se encuentran en la periferia, estos objetos son de interes,sobre todo 3742 ya que tienen apariencia de cumulos globulares pero son mas rojosde lo esperado.


−0.5 0.0 0.5 1.0 1.5 2.0 2.5 3.0 3.5 4.0

B − I−0.5

0.0

0.5

1.0

1.5

2.0

2.5

V−I

5 Myr

10 Myr

100 Myr

500 Myr

1 Gyr

10 Gyr

Figura 4.28: Diagrama color-color para los cumulos estelares mas brillantes de I = 19mag. Los cırculos abiertos representan las magnitudes sin ninguna correccion porextincion, los cırculos rellenos representan las magnitudes corregidas por extinciony los objetos con la estrella roja son aquellos sin nebulosidad por lo que suponemosE(B − V ) = 0. La traza evolutiva (lınea discontinua) corresponde a modelos deGirardi et al. 2002 con Z = 0.008.

Es importante senalar que esta galaxia tiene una imagen obtenida con el filtroU. Ası que se utilizo un diagrama color-color empleando los resutados obtenidos conesta imagen. En la Figura 4.29 se muestra el diagrama color-color que sirvio pararomper la degeneracion edad-metalicidad, el diagrama muestra a dos trazas evolu-tivas: la lınea discontinua corresponde a una traza evolutiva de metalicidad menorde la solar (Z = 0.008), la lınea de continua corresponde a una traza evolutiva conuna metalicidad solar (Z = 0.019). Se puede ver que los objetos que se encuentranalrededor del indicador de 107 anos para la traza de metalicidad solar no tienen una


correspondencia para la traza de metlicidad Z = 0.008, es decir, nunca se acercan aesa traza.

−0.4 −0.2 0.0 0.2 0.4 0.6 0.8 1.0 1.2 1.4

V − I−2.5

−2.0

−1.5

−1.0

−0.5

0.0

0.5

1.0

1.5

2.0

U−B

5 Myr

10 Myr

100 Myr

500 Myr

1 Gyr

10 Gyr

Figura 4.29: Diagrama color-color para los cumulos estelares mas brillantes queI = 19 mag. Los cırculos abiertos representan las magnitudes sin ninguna correc-cion por extincion, los cırculos rellenos representan las magnitudes corregidas porextincion y los objetos con la estrella roja son aquellos sin nebulosidad por lo quesuponemos E(B− V ) = 0. La traza evolutiva con metalicidad Z = 0.008 se muestracomo la lınea discontinua, la traza evolutiva con metalicidad solar se muestra comola lınea continua.

En la Tabla B.3 se muestran las edades estimadas de todos los cumulos estelaresmas brillantes.


4.6.2. Estimacion de la Masa

Para la estimar la masa de cada uno de los cumulos estelares seleccionados seutilizo un CMD, de la misma forma que fue hecho para los cumulos estelares deNGC 3077. La Figura 4.30 muestra el diagrama donde se encuentran los cumulosestelares mas brillantes con metalicidad estimada de Z = 0.008. Los cırculos abiertosrepresentan las magnitudes sin correccion por extincion. Los cırculos rellenos

−0.5 0.0 0.5 1.0 1.5 2.0 2.5 3.0

B − I

17.0

17.5

18.0

18.5

19.0

I

6 Myr

10 Myr

6× 105M�

1.5× 106M�

3× 104 M�

1.5× 104 M�

104 M�

2 Gyr

5 Gyr−10.5

−10.0

−9.5

−9.0M

I

Figura 4.30: Diagrama color-magnitud de los cumulos estelares mas brillantes demetalicidad Z = 0.008. Los circulos y estrellas representan lo mismo que en laFigura 4.29. Se muestran trazas evolutivas de SSPs con masas de 3, 1.5 y 1×104M�,en el intervalo de 4× 106− ∼ 5× 107 anos. Ademas se agregan dos modelos de SSP,con edad de 2 × 109 anos y 5 × 109 anos y masas de 6 × 105 M� y 1.5 × 106 M�respectivamente.


representan a las magnitudes corregidas por la extincion de NGC 5253 y la dela Vıa Lactea. Los cırculos rellenos que ademas tienen una estrella roja son aquellosobjetos que tienen E(B − V ) = 0.

En la Figura 4.31 se muestra el CMD para los objetos a los que se les estimo me-talicidad solar.

−0.5 0.0 0.5 1.0 1.5 2.0 2.5 3.0

B − I

16.5

17.0

17.5

18.0

18.5

19.0

I

10 Myr

2× 106M�

6× 104 M�

4× 104 M�

2× 104 M�

2 Gyr −11.0

−10.5

−10.0

−9.5

−9.0

MI

Figura 4.31: Diagrama color-magnitud de los cumulos estelares mas brillantes demetalicidad Z�. Los circulos y estrellas representan lo mismo que en la Figura 4.29.Se muestran trazas evolutivas para SSPs con masas de 6, 4 y 2×104M� en el intervalode 4 × 106− ∼ 108 anos. Ademas se agrego un modelo de SSP con edad de 2 × 109

y masa de 2 × 106 M�.

La Masa de los cumulos estelares en NGC 5253 se muestra en la Tabla B.3.Finalmente se muestra una comparativa entre resultados obtenidos en este tra-

bajo con resultados de Harris et al. 2004. En la Tabla 4.3 se muestra la comparacion


ID E(B − V ) Masa Edad ID E(B − V ) Masa EdadEsta tesis mag M� anos Harris et

al. (2004)mag M� anos

16975 0.12 - - 1 0.96 1.18 × 105 3 × 106

17001 0.00 5 × 104 107 2 0.06 4.6 × 104 107

19350 0.00 6 × 104 107 3 0.06 4.2 × 104 1.1 × 107

16988 0.21 - - 4 0.13 2.7 × 104 106

19103 0.05 105 5 × 107 5 0.06 2.1 × 104 8 × 106

17053 0.29 2 × 105 3 × 108 7 0.65 1.8 × 104 5 × 106

20121 0.00 3 × 104 107 9 0.06 1.2 × 104 8 × 106

17056 0.08 6 × 105 2 × 109 23 0.06 - 5 × 106

16994 0.12 3 × 104 107 27 0.06 - 6 × 106

19374 0.07 1.5 × 106 5 × 109 31 0.14 - -17707 0.14 - - 32 0.13 - -

Tabla 4.3: Valores de E(B−V ), Masa y Edad de los cumulos en comun entre nuestrotrabajo y los Harris et al. (2004). Las primeras cuatro columnas corresponden anuestros resultados.

de los valores obtenidos de E(B − V ), masa y edad obtenidos en esta tesis y losreportados por Harris et al. 2004 para cumulos estelares comunes.

0.1 0.0 0.1 0.2 0.3 0.4 0.5 0.6 0.7 0.8 0.9 1.0E(B−V)Harris et al. (mag)

0.1

0.0

0.1

0.2

0.3

0.4

0.5

0.6

0.7

0.8

0.9

1.0

E(B−V

) EstaTesis

(mag

)

16975

1700119350

16988

19103

17053

20121

1705616994

1937417707

Figura 4.32: Grafica comparativa del E(B − V ) que calculamos para los cumulosestelares que reporta Harris et al. 2004.

En las siguientes Figuras se compara cada parametro. En la Figura 4.32 se mues-tra una comparacion entre los valores del E(B−V ) calculado en este trabajo con los


cumulos reportados por Harris et al. 2004, Los ID de este trabajo son mostrados.En esta grafica es donde se notan menos diferencias en los valores, a pesar a quenosotros utilizamos un factor no constante (Flux ratio) para obtener la emision deHα y Hβ a diferencia de estos autores.

En la Figura 4.33 se muestra la Masa calculada en este trabajo de los cumulosreportados por Harris y colaboradores. A sus cumulos ID = 23, 27, 31 y 32 no lesestimaron masa. En nuestro trabajo no se pudo determinar la edad y masa de tresobjetos. ya que son mas de una poblacion estelar.

En la Figura 4.34 se muestra la Edad calculada en este trabajo de los cumulosreportados por Harris y colaboradores. A sus cumulos ID = 31 y 32 no les determi-naron edad.

4.0 4.2 4.4 4.6 4.8 5.0 5.2 5.4log(Masa)Harris et al. (M¯)

4.0

4.2

4.4

4.6

4.8

5.0

5.2

5.4

log(Masa)EstaTesis

(M¯)

1700119350

19103

17053

20121

Figura 4.33: Grafica comparativa de la Masa que calculamos para los cumulos este-lares que reporta Harris et al. 2004.


7.0 7.5 8.0 8.5 9.0 9.5log(Edad)Harris et al. (anos)

7.0

7.5

8.0

8.5

9.0

9.5

log(Edad)EstaTesis

(anos

)

1700119350

19103

17053

20121

17056

16994

Figura 4.34: Grafica comparativa de la Edad que calculamos para los cumulos este-lares que reporta Harris et al. 2004.

4.7. Resultados

Nuevamente nuestro trabajo reporta por primera vez los resultados de hacer unabusqueda detallada de todo tipo de cumulo estelar en la galaxia irregular NGC 5253.

Hemos encontrado 1647 candidatos de cumulo estelar en esta galaxia. Sı limitamosnuestra muestra a aquellos objetos con magnitud I < 21.5 mag el catalogo se reducea una lista de 459 cumulos estelares, esta poblacion tambien se puede dividir en unasubpoblacion azul y en otra subpoblacion roja (Figura 4.18), lo cual nos indica lapresencia de una poblacion joven y de una poblacion vieja. Algunos de los objetoscon color rojo (B− I > 1.5 mag) pueden tener este color debido a la extincion, otrosson candidatos a ser cumulos globulares.

De manera similar al analisis de NGC 3077, por la complejidad de la estructurade esta galaxia decidimos determinar la edad y la masa solo para los cumulos masbrillantes que I = 19 mag. Son 22 cumulos los que cumplen esta condicion, sinembargo, unicamente se obtuvo la edad y masa de 14 de ellos. Cuatro objetos a losque no se les pudo determinar edad y masa estan formados por dos o mas poblacionesestelares. Los cuatro objetos restantes son objetos muy rojos, y los modelos teoricosque empleamos no los pueden caracterizar. Estos ultimos objetos nos han despertadogran interes por investigar su origen y propiedades.

La Figura 4.35 muestra la masa y edad de los cumulos estelares mas brillantes.

4.7. RESULTADOS 79

3.5 4.0 4.5 5.0 5.5 6.0 6.5 7.0log(Masa) (M¯)

6.5

7.0

7.5

8.0

8.5

9.0

9.5

10.0

10.5lo

g(Edad)(anos)

Figura 4.35: Grafica de la Edad vs Masa de los cumulos mas brillante. Los circulosabiertos representan cada uno de nuestros 14 cumulos (hemos cambiado ligeramentela edad o la masa de algunos cumulos para que se pueda notar su presencia en lafigura).

Se nota la presencia de cumulos estelares jovenes ası como de cumulos globulares.

Los cumulos con edad de ∼ 109 anos podrıan estar relacionados a la interaccionde NGC 5253 con M83. En la Figura podemos notar que recientemente hubo unimportante evento de formacion estelar. Tambien podrıamos suponer que la forma-cion estelar ha sido relativamente continua ya que tambien se tiene la presencia decumulos estelares de edad intermedia.

En el evento mas reciente no hemos podido encontrar cumulos estelares con altamasa (M > 105M�). Tambien podemos ver que en el caso de cumulos viejos noencontramos cumulos estelares de baja masa.

En esta galaxia fue necesario emplear modelos de poblaciones estelares con dosdistintas metalicidades (Z� y Z = 0.008). Algunos autores (Lelli et al., 2014) sugie-ren que NGC 5253 ha interactuado con galaxias enanas de su vecindad o acretado


material del medio intergalactico, alguno de estos procesos podrıa ser el origen delmaterial poco enriquecido que al parecer hay en esta galaxia.

Capıtulo 5

Conclusiones y trabajo a futuro

5.1. Conclusiones

En NGC 3077 se obtuvo un catalogo de 500 cumulos estelares mas brillantes queI = 22 mag y para NGC 5253 se obtuvo un total de 459 cumulos estelares masbrillantes que I = 21.5 mag.

En ambas galaxias se encontraron dos poblaciones de cumulos estelares compac-tos, una poblacion de cumulos estelares azules (jovenes) y otra de cumulos estelaresrojos (viejos). Debido a que existe mucha extincion en ambas galaxias algunos delos cumulos rojos podrıan ser en realidad objetos azules enrojecidos. Para separarlas poblaciones se tomo como division a g′ − I ∼ 1.5 mag y B − I ∼ 1.5 mag paraNGC 3077 y NGC 5253 respectivamente.

En NGC 3077 el grupo de cumulos azules es una poblacion de 308 objetos, mien-tras que el grupo de cumulos rojos esta formado por 192 objetos. La poblacion decumulos azules se encuentra principalmente concentrada en la region al noreste de lanube central de polvo. La poblacion de cumulos rojos en NGC 3077 esta distribuidaen general alrededor del centro de la galaxia, sobre todo rodeando a la gran nube depolvo central. Varios objetos rojos parecen ser cumulos estelares jovenes ya que seencuentran cerca o inmersos en nubes de polvo.

En NGC 5253 el grupo de cumulos azules es una poblacion de 237 objetos, mien-tras que el grupo de cumulos rojos esta formado por 222 objetos. La poblacion decumulos azules se encuentra principalmente concentrada en el centro de esta galaxia.La poblacion de cumulos rojos de NGC 5253 se encuentra distribuida alrededor delcentro galactico.

Debido a la degeneracion edad-extincion hubo que calcular los mapas de ex-tincion para poder desenrojecer las magnitudes de los cumulos estelares. Usamosdiagramas color-color para determinar la edad de los cumulos estelares y diagramascolor-magnitud para estimar la masa de estos. Hemos realizado un analisis indivi-dual para estimar el enrojecimiento, la edad y la masa de los cumulos estelares masbrillantes de cada galaxia. Existen 31 cumulos estelares mas brillantes que I = 20

81

82 CAPITULO 5. CONCLUSIONES Y TRABAJO A FUTURO

mag en NGC 3077 y 22 cumulos estelares mas brillantes que I = 19 mag en NGC5253.

Para NGC 3077 los cumulos estelares mas brillantes tienen edades tan jovenescomo 5 × 106 anos y edades tan grandes como 1010 anos. Encontramos algunoscumulos estelares con edades intermedias de alrededor de 108 anos. Los objetos deedad 108 anos podrıan estar relacionados con la interaccion de NGC 3077 con M81.

Para NGC 5253 tambien se encontraron cumulos estelares tan jovenes como 6 ×106 y tan viejos como ∼ 109 anos. En esta galaxia tambien encontramos cumulosestelares con edades intermedias. Los objetos de edad ∼ 109 anos podrıan estarrelacionados con la interaccion de NGC 5253 con M83, ya que sus edades conıncidencon la epoca de esta interaccion. Ademas en NGC 5253 se encontraron cumulosestelares de metalicidad solar y otros con menor metalicidad (Z = 0.008).

Para NGC 3077 las masas para los cumulos jovenes se encuentran en el intervalode 104M� − 7 × 104M� y para los cumulos globulares las masas se encuentran en elintervalo de 106M�−7×106M�. Para NGC 5253 las masas para los cumulos jovenesse encuentran en el intervalo de 104M� − 2 × 105M� y para los cumulos globulareslas masas se encuentran en el intervalo de 6×105M�−2×106M�. Como puede verseen ambas galaxias estamos encontrando pruebas de la existencia de distintos brotesde formacion estelar.

Comparando este trabajo con el realizado por Harris et al. (2004) notamos queencontramos muchos mas cumulos estelares ya que estos autores usaron imagenestomadas con la WFPC2, la cual tiene menor resolucion, ademas estos autores enfocansu trabajo en la busqueda de cumulos jovenes. Se detectaron practicamente todoslos cumulos que estos autores reportaron e incluso, debido a que usamos imagenescon una mejor resolucion descubrimos que algunos de los objetos clasificados comoun solo objeto, en realidad estan formados por dos o mas objetos. Por ejemplo sucumulo estelar mas masivo en NGC 3077 (ID = 1) hemos descubierto que en realidadesta formado por al menos tres objetos.

5.2. Trabajo a futuro

Este fue el primer paso para poder conocer la historia de formacion estelar, ası co-mo el origen del brote de formacion estelar. Estos resultados seran de utilidad paraun trabajo posterior, donde sera necesario realizar espectroscopıa a todos los ob-jetos mas brillantes. El espectro optico de algunos de estos cumulos estelares nospodra proporcionar con menor ambiguedad la edad y la metalicidad de estos obje-tos, y con esto una mejor estimacion de su masa.

Como parte de los resultados que obtuvimos en este trabajo, hemos encontradoobjetos que no satisfacen completamente las propiedades fotometricas de los cumulosglobulares, ası que la obtencion de datos espectroscopicos de estos objetos sera degran utilidad para identificar su naturaleza. Se espera llevar a cabo observaciones

5.2. TRABAJO A FUTURO 83

espectroscopicas en telescopios de mas de 10 m, tal como el Gran Telescopio CANA-RIAS (GTC) o el Gran Telescopio Sudafricano (SALT).

Hasta el momento tenemos informacion detallada de muy pocos cumulos de cadauna de las galaxias que hemos estudiado. Ası que para el trabajo a futuro nos pro-ponemos analizar a mayor detalle un conjunto mucho mayor de cumulos estelares,con ello podremos inferir con mas precision la historia de formacion estelar en estasgalaxias.

Como el objetivo principal es conocer el origen de las propiedades espectro-fotometricas de las galaxias clasificadas como Irr II planeamos aumentar nuestrabase de datos, ya sea explorando algunas otras galaxias o buscando datos reportadospor otros autores.

Apendice A

configuration file.sex

Se presentan los valores de los parametros que se utilizaron en el archivo confi-guration file.sex para ejecutar SExtractor.

Parametro Valor Descripcion

CATALOG NAME catalogo F814W.cat name of the output catalogCATALOG TYPE ASCII HEAD NONE,ASCII,ASCII HEAD, ASCII SKYCAT, etcPARAMETERS NAME parametros.param name of the file containing catalog contentsDETECT TYPE CCD CCD (linear) or PHOTO (with gamma correction)DETECT MINAREA 5.0 minimum number of pixels above thresholdDETECT THRESH 9.0 < sigmas > or < threshold >,< ZP > in mag.arcsec-2ANALYSIS THRESH 3.0 < sigmas > or < threshold >,< ZP > in mag.arcsec-2FILTER Y apply filter for detection (Y or N)?FILTER NAME default.conv name of the file containing the filterDEBLEND NTHRESH 32 Number of deblending sub-thresholdsDEBLEND MINCONT 0.0000001 Minimum contrast parameter for deblendingCLEAN Y Clean spurious detections? (Y or N)?CLEAN PARAM 1.0 Cleaning efficiencyMASK TYPE CORRECT type of detection MASKing: NONE, BLANK or CORRECTPHOT APERTURES 2,3,4,5,6,8,10,12,15,20 MAG APER aperture diameter(s) in pixelsPHOT AUTOPARAMS 2.5, 3.5 MAG AUTO parameters: < Kron fact >,< min radius >PHOT PETROPARAMS 2.0, 3.5 MAG PETRO parameters: < Petrosian fact >, < min radius >SATUR LEVEL 50000.0 level (in ADUs) at which arises saturationMAG ZEROPOINT 25.512 magnitude zero-pointMAG GAMMA 4.0 gamma of emulsion (for photographic scans)GAIN 0.0 detector gain in e-/ADUPIXEL SCALE 0 size of pixel in arcsec (0=use FITS WCS info)SEEING FWHM 0.12 stellar FWHM in arcsecSTARNNW NAME default.nnw Neural-Network Weight table filenameBACK SIZE 64 Background mesh: < size > or < width >,< height >BACK FILTERSIZE 3 Background filter: < size > or < width >,< height >BACKPHOTO TYPE LOCAL can be GLOBAL or LOCALCHECKIMAGE TYPE BACKGROUND,OBJECTS can be NONE, BACKGROUND, BACKGROUND RMS, etc.CHECKIMAGE NAME check.fits,name.fits Filename for the check-imageMEMORY OBJSTACK 3000 number of objects in stackMEMORY PIXSTACK 300000 number of pixels in stackMEMORY BUFSIZE 1024 number of lines in bufferVERBOSE TYPE NORMAL can be QUIET, NORMAL or FULLWRITE XML N Write XML file (Y/N)?XML NAME sex.xml Filename for XML output

Tabla A.1: Valores de los parametros del archivo configuration file.sex.

85

Apendice B

Catalogos de los CumulosEstelares mas brillantes de NGC3077 y NGC 5253

El siguiente catalogo contiene la lista (Tabla B.1) de cumulos estelares mas bri-llantes que I = 20 mag de NGC 3077.

La Tabla B.3 contiene la lista de candidatos a cumulos estelares mas brillantesque I = 19 mag de NGC 5253. El superındice s corresponde a una metalicidad solar,ausencia de superındice corresponde a Z = 0.008.

87

88 APENDICE B. CATALOGO DE CANDIDATOS...

IDI

Vg′

g′−

Ig′−

VV

−I

E(B

−V

)E

dad

Masa

FW

HM

Area

Ellip

.A

R(2000)

Dec

(2000)m

agm

agm

agm

agm

agm

agm

agA

nos

M�

pix

pix

grados

grados

833317.160±

0.24718.682±

0.36219.966±

0.4572.806±

0.5191.284±

0.5831.523±

0.4390.40

±0.22

--

7.02150

0.56150.8297971

68.7338408

949417.409±

0.31418.303±

0.46119.075±

0.5811.666±

0.6600.772±

0.7410.893±

0.5570.59

±0.28

1010

7×10

63.86

2740.05

150.866262968.7409691

793017.506±

0.17018.284±

0.25018.576±

0.3151.070±

0.3580.292±

0.4010.778±

0.3020.72

±0.15

107

5×10

43.44

2230.15

150.825211268.7321264

1469518.353±

0.00119.569±

0.00220.324±

0.0031.970±

0.0030.755±

0.0031.215±

0.0020.00

1010

3×10

62.63

2390.05

150.852342468.7492007

905317.850±

0.20118.338±

0.29518.541±

0.3720.691±

0.4230.204±

0.4750.487±

0.3570.46

±0.18

107

5×10

411.2

2350.14

150.829786368.7339439

939318.346±

0.06218.745±

0.09118.917±

0.1140.571±

0.1300.173±

0.1460.398±

0.1100.17

±0.05

107

3×10

45.28

3030.35

150.833724268.7351385

923617.718±

0.56318.276±

0.82618.787±

1.0421.069±

1.1840.511±

1.3300.558±

1.0000.98

±0.50

107

5×10

46.42

2260.35

150.82414268.7333147

1473218.884±

0.00220.132±

0.00221.531±

0.0042.647±

0.0041.399±

0.0041.248±

0.0020.00

--

2.78118

0.06150.8836573

68.7543945

1415419.153±

0.00220.102±

0.00220.863±

0.0031.710±

0.0030.761±

0.0040.949±

0.0030.00

1010

106

4.26550

0.18150.7884207

68.7433957

1165119.304±

0.00220.283±

0.00221.164±

0.0031.860±

0.0040.881±

0.0040.979±

0.0030.00

1010

106

2.2121

0.15150.8094982

68.7338354

882618.604±

0.25119.116±

0.36919.649±

0.4651.045±

0.5280.533±

0.5930.512±

0.4460.65

±0.22

107

2×10

43.57

1250.56

150.830671168.7343497

1193319.355±

0.00219.879±

0.00220.116±

0.0020.761±

0.0030.237±

0.0030.524±

0.0030.00

108

7×10

45.4

4840.08

150.811483568.7333812

855718.770±

0.52919.212±

0.77819.306±

0.9800.535±

1.1140.094±

1.2510.441±

0.9410.53

±0.47

107

2×10

48.64

680.42

150.829587268.7340277

908819.213±

0.14819.295±

0.21719.338±

0.2740.125±

0.3110.043±

0.3500.082±

0.2630.29

±0.13

5×10

610

42.58

1070.43

150.833574568.7350226

693219.568±

0.00221.949±

0.00423.631±

0.0094.063±

0.0091.682±

0.0092.381±

0.0040.00

--

2.176

0.22150.8447569

68.7345403

929418.573±

0.32718.673±

0.48918.679±

0.6060.105±

0.6890.006±

0.7740.099±

0.5820.92

±0.29

5×10

62×

104

3.88128

0.18150.8261108

68.733814

931919.485±

0.71619.984±

1.05220.200±

1.3270.715±

1.5080.216±

1.6930.498±

1.2730.13

±0.64

108

6×10

414.31

7410.13

150.823523968.7322895

774917.769±

0.75018.263±

1.10518.785±

1.3891.016±

1.5780.522±

1.7730.494±

1.3331.68

±0.67

107

5×10

48.73

990.46

150.828811968.7330357

799018.648±

0.17119.001±

0.25119.488±

0.3170.840±

0.3600.486±

0.4050.354±

0.3040.92

±0.15

107

2×10

42.17

1190.22

150.827841668.7331795

Tab

laB

.1:C

um

ulos

Estelares

de

NG

C3077.

89

IDI

Vg′

g′−I

g′−V

V−I

E(B

−V

)E

dad

Mas

aF

WH

MA

rea

Ellip

.A

R(2

000)

Dec

(200

0)m

agm

agm

agm

agm

agm

agm

agA

nos

M�

pix

pix

grad

osgr

ados

1051

419

.179

±0.

087

19.4

41±

0.12

719

.399

±0.

161

0.22

0±

0.18

3-0

.041

±0.

205

0.26

1±

0.15

40.

46±

0.08

5×

106

104

10.8

658

60.

1315

0.83

3132

368

.735

8318

9312

19.4

66±

0.07

321

.122

±0.

108

21.7

59±

0.13

62.

293

±0.

154

0.63

7±

0.17

31.

656

±0.

130

0.23

±0.

06-

-2.

6363

0.31

150.

8280

916

68.7

3436

23

9043

19.0

76±

0.25

019

.763

±0.

367

19.8

39±

0.46

30.

762

±0.

526

0.07

6±

0.59

10.

687

±0.

444

0.68

±0.

2210

710

42.

9817

60.

1715

0.83

0269

668

.734

2

9298

19.3

16±

0.23

019

.155

±0.

337

18.9

20±

0.42

5-0

.396

±0.

482

-0.2

35±

0.54

2-0

.161

±0.

407

0.47

±0.

205×

106

104

3.07

173

0.20

150.

8343

016

68.7

3532

82

5963

19.8

70±

0.00

221

.747

±0.

003

23.4

26±

0.00

83.

556

±0.

008

1.67

9±

0.00

81.

877

±0.

004

0.00

±0.

00-

-2.

7489

0.36

150.

8465

201

68.7

3352

51

9275

19.1

86±

0.21

019

.493

±0.

309

19.7

82±

0.38

90.

596

±0.

442

0.28

9±

0.49

70.

307

±0.

373

0.63

±0.

1910

710

46.

3512

50.

1515

0.83

0078

868

.734

5333

8955

19.6

05±

0.12

020

.105

±0.

177

20.3

21±

0.22

30.

716

±0.

253

0.21

6±

0.28

40.

500

±0.

214

0.26

±0.

1110

710

47.

0569

0.40

150.

8308

799

68.7

3460

91

9068

19.5

49±

0.11

020

.559

±0.

162

21.0

55±

0.20

51.

506

±0.

233

0.49

6±

0.26

11.

010

±0.

196

0.34

±0.

10-

-4.

6197

0.34

150.

8311

663

68.7

3451

93

8543

19.2

27±

0.20

820

.324

±0.

306

20.9

09±

0.38

61.

673

±0.

439

0.57

7±

0.49

31.

097

±0.

370

0.63

±0.

1910

10

106

7.25

950.

2915

0.83

0514

468

.734

1697

1101

019

.967

±0.

420

20.1

86±

0.61

820

.319

±0.

779

0.35

1±

0.88

50.

133

±0.

994

0.21

8±

0.74

70.

00±

0.38

108

4×

104

2.43

130

0.12

150.

8390

034

68.7

3818

89

9087

18.7

42±

0.58

718

.785

±0.

862

18.5

07±

1.08

7-0

.235

±1.

236

-0.2

78±

1.38

80.

042

±1.

043

1.15

±0.

525×

106

2×

104

9.03

179

0.39

150.

8255

635

68.7

3326

55

9558

19.6

20±

0.16

519

.993

±0.

243

20.0

99±

0.30

60.

478

±0.

348

0.10

5±

0.39

00.

373

±0.

294

0.38

±0.

1510

710

49.

3520

80.

2615

0.83

1664

768

.734

9288

Tab

laB

.2:

Cum

ulo

sE

stel

ares

de

NG

C30

77.

90 APENDICE B. CATALOGO DE CANDIDATOS...ID

IV

BU

U−B

B−I

B−V

V−I

E(B

−V

)E

dad

Masa

FW

HM

Area

Ellip

.A

R(2000)

Dec

(2000)m

agm

agm

agm

agm

agm

agm

agm

agm

agA

nos

M�

pix

pix

grados

grados

19350s

17.471±

0.02718.392±

0.03818.713±

0.04417.504±

0.003-1.209±

0.0441.242±

0.0520.321±

0.0580.921±

0.0470.00

107

6×10

43.69

2550.16

204.9813867-31.6415984

11447s

17.565±

0.02818.459±

0.03919.197±

0.05520.402±

0.0081.205±

0.0561.632±

0.0620.738±

0.0680.895±

0.0480.00

2×10

92×

106

3.71951

0.04204.9899495

-31.6369417

17001s

17.687±

0.03018.417±

0.03918.462±

0.03916.830±

0.003-1.631±

0.0390.775±

0.0490.045±

0.0550.730±

0.0490.00

107

5×10

48.49

5370.33

204.9832728-31.6421916

2551917.879±

0.03218.590±

0.04218.323±

0.037-

-0.443±

0.049-0.267±

0.0560.711±

0.0530.00

--

3.38468

0.01204.9764537

-31.6428476

19103s

17.943±

0.06018.530±

0.09018.680±

0.10918.009±

0.142-0.671±

0.1800.737±

0.1240.150±

0.1410.587±

0.1080.05

±0.04

5×10

710

56.82

3600.28

204.9815949-31.6414862

1697518.257±

0.04217.325±

0.03019.220±

0.065-

-0.963±

0.0781.895±

0.072-0.932±

0.0510.12

±0.01

--

10.37739

0.17204.9833654

-31.6403064

16994s

18.426±

0.08219.080±

0.12719.069±

0.15217.018±

0.202-2.051±

0.2520.642±

0.173-0.011±

0.1980.653±

0.1510.12

±0.06

107

3×10

45.46

1420.22

204.9827287-31.644134

2012118.599±

0.04519.073±

0.05219.079±

0.05217.812±

0.003-1.267±

0.0520.479±

0.0690.006±

0.0740.473±

0.0690.00

107

3×10

416.61

4240.15

204.9806988-31.642764

1700318.457±

0.05618.534±

0.07018.598±

0.08117.309±

0.091-1.289±

0.1220.142±

0.0990.065±

0.1070.077±

0.0900.20

±0.03

6×10

61.5×

104

3.33166

0.24204.9828285

-31.6410529

1937418.640±

0.15120.041±

0.24920.577±

0.310-

-1.937±

0.3450.536±

0.3981.401±

0.2910.07

±0.13

5×10

91.5×

106

4.07214

0.24204.9821981

-31.6379971

1698818.525±

0.05217.948±

0.04918.277±

0.05916.355±

0.056-1.922±

0.081-0.248±

0.0790.329±

0.077-0.577±

0.0720.21

±0.02

--

9.45499

0.38204.9830494

-31.6409878

1715118.625±

0.07220.231±

0.13221.470±

0.210-

-2.845±

0.2221.239±

0.2481.606±

0.1510.14

±0.05

--

2.1767

0.09204.9828182

-31.6415643

17053s

18.500±

0.07018.814±

0.10019.170±

0.12419.438±

0.1440.268±

0.1900.670±

0.1430.356±

0.1600.314±

0.1230.29

±0.04

3×10

82×

105

2.28173

0.08204.9843149

-31.6412069

17619s

18.645±

0.10319.270±

0.16819.145±

0.19217.315±

0.261-1.830±

0.3250.499±

0.218-0.125±

0.2510.625±

0.1910.17

±0.08

107

2×10

46.27

2270.13

204.9819764-31.6437863

1705618.785±

0.07119.726±

0.10920.340±

0.141-

-1.555±

0.1580.614±

0.1790.941±

0.1310.08

±0.04

2×10

96×

105

3.9273

0.27204.9844291

-31.6406106

1770718.731±

0.05920.553±

0.12621.521±

0.195-

-2.790±

0.2040.967±

0.2321.822±

0.1390.14

±0.03

--

8.83272

0.37204.9833655

-31.6395669

1699318.832±

0.06620.262±

0.11620.617±

0.140-

-1.785±

0.1550.356±

0.1821.429±

0.1340.05

±0.04

--

2.1267

0.16204.9828285

-31.6441631

1711518.741±

0.05918.742±

0.06718.829±

0.07717.668±

0.079-1.161±

0.1100.088±

0.0970.087±

0.1020.001±

0.0890.15

±0.02

6×10

610

43.12

3000.16

204.983156-31.6440609

374218.968±

0.05420.863±

0.12022.042±

0.204-

-3.074±

0.2111.179±

0.2361.895±

0.1310.00

--

2.11167

0.01204.9970163

-31.6404576

1701718.758±

0.06819.013±

0.09019.101±

0.105-

-0.343±

0.1250.088±

0.1380.255±

0.1130.20

±0.04

6×10

610

44.02

1200.26

204.9819818-31.6411634

1706418.738±

0.07818.850±

0.10818.949±

0.12917.799±

0.162-1.150±

0.2070.211±

0.1580.099±

0.1680.112±

0.1330.24

±0.05

6×10

610

42.43

1080.15

204.9825389-31.6428844

1987518.966±

0.20721.084±

0.35522.720±

0.503-

-3.754±

0.5441.636±

0.6162.118±

0.4110.07

±0.18

--

2.35111

0.26204.980724

-31.6414582

Tab

laB

.3:C

um

ulos

Estelares

de

NG

C5253.

El

sup

erındice

scorresp

onde

am

etalicidad

solar.

Indice de figuras

1.1. Diagrama de diapason de Hubble, el cual muestra los tipos morfologi-cos de galaxias. Las galaxias tempranas se encuentran del lado iz-quierdo de la imagen (Elıpticas y Lenticulares), las galaxias tardıas seencuentran del lado derecho (Espirales e Irregulares) (imagen tomadade Galaxy Zoo). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 2

1.2. Prototipos de galaxias irregulares. a) Gran Nube de Magallanes (IrrI), b) Pequena Nube de Magallanes (Irr I), c) M82 (Irr II) (Tomadasde Sandage & Bedke 1994 y Arp 1966). . . . . . . . . . . . . . . . . . 3

1.3. a)Forma de Yerkes versus tipo de Hubble para 390 galaxias. b)ColoresB − V versus clase espectral (Tomadas de Krienke & Hodge 1974). . 4

1.4. Imagen de la galaxia NGC 3077 obtenida con el filtro F814W de laAdvanced Camera for Surveys del HST. . . . . . . . . . . . . . . . . . 7

1.5. Posiciones de cumulos estelares confirmados por Harris et al. 2004(Figura 7 de esta referencia) superpuestos en la imagen de la galaxiatomada con el filtro de F547M. Los colores indican la edad del cumulo:1− 5 ×106 anos (violeta), 6− 10 ×106 anos (azul), 10− 20 ×106 anos(verde), 20 − 40 ×106 anos (amarillo), 40 − 1000 ×106 anos (rojo). . 8

1.6. Algunos cumulos estelares identificados en M82 por Mayya et al. 2008,cuyas edades podrıan corresponden a la epoca de la interaccion de M82con M81 (Figura 1 de Mayya et al. 2008). . . . . . . . . . . . . . . . 9

1.7. Imagen de la galaxia NGC 5253 obtenida con el filtro F814W de laAdvanced Camera for Surveys del HST. . . . . . . . . . . . . . . . . . 10

1.8. Posiciones de cumulos estelares confirmados por Harris et al. 2004(Figura 8 de esta referencia) superpuestos en la imagen de la galaxiatomada con el filtro de F547M. Los colores indican su edad: 1−5 ×106

anos (violeta), 6 − 10 ×106 anos (azul), 10 − 20 ×106 anos (verde),20 − 40 ×106 anos (amarillo). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 11

1.9. Distribucion espacial de los cumulos viejos con edad mayor a 20 ×106

anos (cırculos grises) y de cumulos jovenes con edad menor a 20 ×106

anos (cuadros blancos). La imagen de la galaxia fue tomada en labanda Ks del VLT (Figura 3 de Cresci et al. 2005). . . . . . . . . . . 12

91

92 INDICE DE FIGURAS

2.1. Imagenes de NGC 3077 obtenidas con el filtro F814W (I): a)imagenobtenida con la WFPC2, b)imagen obtenida con la ACS. Se aprecia eldesplazamiento de las coordenadas de la imagen obtenida con la ACScon respecto a la obtenida con la WFPC2. . . . . . . . . . . . . . . . 18

2.2. Imagen sum.fits de NGC 3077, que es el resultado de la combinacion(suma) de las imagenes obtenidas con los filtros g′, V e I de ACS. . . 22

2.3. Imagen sum.fits de NGC 5253, que es el resultado de la combinacion(suma) de las imagenes obtenidas con los filtros B, V e I de ACS. . . 22

3.1. Histograma de la distribucion de los valores de FWHM de las fuentesdetectadas en NGC 3077. Las fuentes no resueltas (estrellas) tienenun maximo donde FWHM ≈ 2.1 pixeles. . . . . . . . . . . . . . . . . 32

3.2. Objetos detectados por SExtractor que no son cumulos estelares. a)Estrella de primer plano, b) Galaxia de fondo, c) Pixel danado. . . . . 33

3.3. Fuentes detectadas por SExtractor en las imagenes de NGC 3077. Loscandidatos a cumulos estelares son aquellos con FWHM ≥ 2.1 pix(lınea vertical punteada) y Area ≥ 50 pix (lınea horizontal discontinua). 34

3.4. Histograma de la distribucion de los valores de FWHM de las fuentesdetectadas en NGC 5253. Las fuentes no resueltas (estrellas) tienenun maximo donde FWHM ≈ 2.1 pixeles. . . . . . . . . . . . . . . . . 36

3.5. Fuentes detectadas por SExtractor en la galaxia NGC 5253. Los can-didatos a cumulos estelares son aquellos con FWHM ≥ 2.1 pix (lıneavertical punteada) y Area ≥ 50 pix (lınea horizontal discontinua). . . 37

4.1. Histograma de la distribucion de los valores de color g′ − I de lapoblacion de cumulos estelares en NGC 3077. La muestra se divideen dos poblaciones, una poblacion de 308 cumulos azules con g′ − Imenor a 1.5 y la otro de 192 cumulos rojos con g′ − I mayor a 1.5. . . 40

4.2. CMD de la poblacion de cumulos estelares en NGC 3077. Trazas evo-lutivas para SSPs con masa de 2.5× 104 − 2.5× 103M� en el intervalode edad de 4× 106 − 109 anos reproduce los colores de la poblacion decumulos estelares azules (cuadros azules). Mientras que los cumulosestelares rojos (cırculos rojos) ajustan con una traza evolutiva de 1010

anos (excepto aquellos con g′− I > 2.5 mag) en un intervalo de masade 2×105−5×106 M�. Se muestra el vector de extincion con AV = 1mag. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 41

4.3. Distribucion espacial de los cumulos estelares azules (I < 22 mag yg′ − I < 1.5 mag) (superior) y de los cumulos estelares rojos (I <22 mag y g′ − I > 1.5 mag) (inferior) superpuestos en la imagen V(F606W) obtenida con la ACS de NGC 3077. . . . . . . . . . . . . . 43

INDICE DE FIGURAS 93

4.4. Diagrama color-color de los cumulos estelares de NGC 3077. Los cumu-los estelares con g′ − I < 1.5 mag se muestran como cuadros azulesy aquellos con g′ − I > 1.5 mag se muestran como cırculos rojos. Ladegeneracion edad-extincion no permite inferir la edad de los cumulosestelares sin ambiguedad. La traza evolutiva para una SSP de Girardiet al. (2002) es mostrada como la lınea a trozos. . . . . . . . . . . . . 44

4.5. CMD de los cumulos estelares mas brillantes que I = 20 mag. Semuestra una traza evolutiva para una SSP (Girardi et al., 2002) conuna masa de 2.5 × 104M�. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 45

4.6. Diagramas color-color donde se realizo el ajuste de mınimos cuadradospara calcular los coeficientes α y β que describen la relacion lınealcolor-Flux ratio. (a) Flux ratio Hα. (b) Flux ratio Hβ. . . . . . . 46

4.7. Ubicacion de las fuentes usadas en los ajustes (puntos fuera del cırculoverde), superpuestas en la imagen sum wfpc2.fits de NGC 3077. (a)Fuentes cuyas magnitudes son usadas en el diagrama de la Fig4.6(a).(b) Fuentes cuyas magnitudes son usadas en el diagrama de la Fig4.6(b). 47

4.8. Imagen de la emision de Hα (superior) y de Hβ (inferior) en NGC3077. Los cumulos estelares mas brillantes que I = 20 mag estansuperpuestos (cırculos verdes). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 48

4.9. Mapa de enrojecimiento E(B−V ) de NGC 3077, se obtuvo empleandoHα/Hβ. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 49

4.10. Histograma de la distribucion de los valores de E(B − V ) del centrode NGC 3077 (dentro de un cuadro de 54′′ de lado y centrado enAR = 150.82922◦, Dec = 68.734184◦). El maximo se encuentra enE(B − V ) ≈ 0.4 mag. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 50

4.11. Diagrama color-color para los cumulos estelares mas brillantes deI = 20 mag. Los cırculos abiertos representan las magnitudes sinninguna correccion por extincion, los cırculos rellenos representan lasmagnitudes corregidas por extincion y los objetos con la estrella rojason aquellos sin nebulosidad por lo que suponemos E(B−V ) = 0. Latraza evolutiva (lınea discontinua) corresponde a modelos de Girardiet al. 2002 con Z = 0.019. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 53

4.12. Diagrama color-magnitud de los cumulos estelares seleccionados. Loscırculos abiertos representan las magnitudes sin ninguna correccionpor extincion, los cırculos rellenos representan las magnitudes corre-gidas por extincion, los objetos con la estrella roja son aquellos sinnebulosidad por lo que suponemos E(B−V ) = 0. Se muestran trazasevolutivas para SSPs con masas de 5, 2.5 y 1× 104M�, en el intervalode 4×106− ∼ 1×108 anos. Ademas se agregan tres modelos con edadde 1010 anos y masas de 1, 3 y 7 × 106M�. . . . . . . . . . . . . . . . 54


4.13. Grafica comparativa del E(B − V ) que calculamos para los cumu-los estelares que reporta Harris et al. 2004. Los ID de esta tesis sonmostrados. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 56

4.14. Grafica comparativa de la Masa que calculamos para los cumulosestelares que reporta Harris et al. 2004 . . . . . . . . . . . . . . . . . 56

4.15. Grafica comparativa de la Edad que calculamos para los cumulosestelares que reporta Harris et al. 2004. . . . . . . . . . . . . . . . . . 57

4.16. Grafica de la Edad vs Masa de los cumulos mas brillante. Los circulosabiertos representan cada uno de nuestros 25 cumulos (hemos cam-biado ligeramente la edad o la masa de algunos cumulos para que sepueda notar su presencia en la figura). . . . . . . . . . . . . . . . . . 58

4.17. Histograma de la distribucion de los valores de color B − I de lapoblacion de cumulos estelares en NGC 5253. La muestra se divideen dos poblaciones, una poblacion de 237 cumulos azules con B − Imenor a 1.5 y la otra de 222 cumulos rojos con B − I mayor a 1.5. . . 59

4.18. CMD de la poblacion de cumulos estelares en NGC 5253. Trazas evo-lutivas para SSPs con masa de 5 × 104 − 2.5 × 103M� en el intervalode edad de 4× 106 − 109 anos reproduce los colores de la poblacion decandidatos a cumulos estelares azules (cuadros azules). Mientras quelos candidatos a cumulos estelares rojos (cırculos rojos) ajustan conuna traza evolutiva de 2× 109 anos (excepto aquellos con B− I > 2.5mag) en un intervalo de masa de 105 − 1.5 × 106M�. Se muestra unvector de extincion AV = 1 mag. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 61

4.19. Distribucion espacial de los cumulos estelares azules (I < 21.5 mag yB−I < 1.5 mag) (superior) y de los cumulos estelares rojos (I < 21.5mag y B − I > 1.5 mag) (inferior) superpuestos en la imagen V(F555W) obtenida con la ACS de NGC 5253. . . . . . . . . . . . . . 63

4.20. Diagrama color-color de los cumulos estelares de NGC 5253. Los cumu-los estelares con B − I < 1.5 mag se muestran como cuadros azulesy aquellos con B − I > 1.5 mag se muestran como cırculos rojos. Ladegeneracion edad-extincion no permite inferir la edad de los cumulosestelares sin ambiguedad. La traza evolutiva para una SSP de Girardiet al. (2002) es mostrada como la lınea a trozos. . . . . . . . . . . . . 64

4.21. CMD de los cumulos estelares mas brillantes que I = 19 mag. Semuestra una traza evolutiva para una SSP con una masa de 5× 104M�. 65

4.22. Diagramas color-color donde se realizo el ajuste de mınimos cuadradospara calcular los coeficientes α y β que describen la relacion lınealcolor-Flux ratio. (a) Flux ratio Hα. (b) Flux ratio Hβ. . . . . . . 66

4.23. Ubicacion de las fuentes usadas en los ajustes (puntos fuera del cırculoverde), superpuestas en la imagen sum wfpc2.fits de NGC 5253. (a)Fuentes cuyas magnitudes son usadas en el diagrama de la Fig4.22(a).(b) Fuentes cuyas magnitudes son usadas en el diagrama de la Fig4.22(b). 66

INDICE DE FIGURAS 95

4.24. Imagen de la emision de Hα de NGC 5253. Los cumulos estelares masbrillantes que I = 19 estan superpuestos (cırculos verdes). . . . . . . 67

4.25. Imagen de la emision de Hβ de NGC 5253. Los cumulos estelares masbrillantes que I = 19 mag estan superpuestos (cırculos verdes). . . . . 68

4.26. Mapa de enrojecimiento E(B−V ) de NGC 5253, se obtuvo empleandoHα/Hβ. Color blanco significa mas extincion. . . . . . . . . . . . . . 69

4.27. Histograma de la distribucion de los valores de E(B − V ) del centrode NGC 5253 (dentro de un cuadro de 58′′ de lado y centrado enAR = 204.98322◦, Dec = −31.641048◦). El maximo se encuentra enE(B − V ) ≈ 0.2 mag. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 70

4.28. Diagrama color-color para los cumulos estelares mas brillantes deI = 19 mag. Los cırculos abiertos representan las magnitudes sinninguna correccion por extincion, los cırculos rellenos representan lasmagnitudes corregidas por extincion y los objetos con la estrella rojason aquellos sin nebulosidad por lo que suponemos E(B−V ) = 0. Latraza evolutiva (lınea discontinua) corresponde a modelos de Girardiet al. 2002 con Z = 0.008. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 72

4.29. Diagrama color-color para los cumulos estelares mas brillantes queI = 19 mag. Los cırculos abiertos representan las magnitudes sin nin-guna correccion por extincion, los cırculos rellenos representan lasmagnitudes corregidas por extincion y los objetos con la estrella rojason aquellos sin nebulosidad por lo que suponemos E(B−V ) = 0. Latraza evolutiva con metalicidad Z = 0.008 se muestra como la lıneadiscontinua, la traza evolutiva con metalicidad solar se muestra comola lınea continua. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 73

4.30. Diagrama color-magnitud de los cumulos estelares mas brillantes demetalicidad Z = 0.008. Los circulos y estrellas representan lo mismoque en la Figura 4.29. Se muestran trazas evolutivas de SSPs conmasas de 3, 1.5 y 1 × 104M�, en el intervalo de 4 × 106− ∼ 5 × 107

anos. Ademas se agregan dos modelos de SSP, con edad de 2×109 anosy 5 × 109 anos y masas de 6 × 105 M� y 1.5 × 106 M� respectivamente. 74

4.31. Diagrama color-magnitud de los cumulos estelares mas brillantes demetalicidad Z�. Los circulos y estrellas representan lo mismo que enla Figura 4.29. Se muestran trazas evolutivas para SSPs con masas de6, 4 y 2 × 104M� en el intervalo de 4 × 106− ∼ 108 anos. Ademas seagrego un modelo de SSP con edad de 2 × 109 y masa de 2 × 106 M�. 75

4.32. Grafica comparativa del E(B − V ) que calculamos para los cumulosestelares que reporta Harris et al. 2004. . . . . . . . . . . . . . . . . . 76

4.33. Grafica comparativa de la Masa que calculamos para los cumulos es-telares que reporta Harris et al. 2004. . . . . . . . . . . . . . . . . . . 77

4.34. Grafica comparativa de la Edad que calculamos para los cumulos es-telares que reporta Harris et al. 2004. . . . . . . . . . . . . . . . . . . 78


4.35. Grafica de la Edad vs Masa de los cumulos mas brillante. Los circulosabiertos representan cada uno de nuestros 14 cumulos (hemos cam-biado ligeramente la edad o la masa de algunos cumulos para que sepueda notar su presencia en la figura). . . . . . . . . . . . . . . . . . 79

Indice de tablas

2.1. Valores medios y desviaciones estandar de las diferencias en AR yDEC de los objetos de referencia descritos en el texto. Estos valores seusaron para corregir los valores de CRVAL1 y CRVAL2 de las imagenesen los filtros I, V y g′ de la ACS para NGC 3077. . . . . . . . . . . . 19

2.2. Valores de CRVAL1 y CRVAL2 antes y despues de la correccion delas imagenes en los filtros I, V y g′ de ACS de la galaxia NGC 3077. . 20

2.3. Valores medios y desviaciones estandar de las diferencias en AR yDec de los objetos de referencia descritos en el texto. Estos valores seusaron para corregir los valores de CRVAL1 y CRVAL2 de las imagenesen los filtros I, V y B de la ACS y de la imagen en el filtro U de WFC3para NGC 5253. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 21

2.4. Valores de CRVAL1 y CRVAL2 antes y despues de la correccion paralas imagenes de los filtros I, V y B de ACS y para la imagen en elfiltro U de WFC3 de la galaxia NGC 5253. . . . . . . . . . . . . . . . 21

3.1. Valores principales de los parametros de entrada que uso SExtractor. 26

3.2. Valores de Zero Point en el sistema de Vega asociados a las imagenesde ACS de NGC 3077. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 27

3.3. Parametros calculados por SExtractor para cada fuente detectada(parametros del archivo parametros.param). . . . . . . . . . . . . . . 27

3.4. Valores de Zero Point en el sistema de Vega asociados a las imagenesobtenidas con la WFPC2 de NGC 3077 y NGC 5253. . . . . . . . . . 28

3.5. Valores de Zero Point en el sistema de Vega asociados a las imagenesde ACS de NGC 5253. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 29

3.6. Candidatos a cumulos estelares en NGC 3077. Los cumulos estelarescomunes entre este trabajo y trabajos anteriores estan indicados en lacolumna 8 y 9. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 35

3.7. Candidatos a cumulos estelares en NGC 5253. Los cumulos estelarescomunes entre este trabajo y el trabajo de Harris et al. (2004) estanindicados en la columna 9. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 38

97

98 INDICE DE TABLAS

4.1. Esta Tabla muestra el enrojecimiento calculado a partir de nuestrasmediciones en los mapas deHα yHβ en emision y los datos reportadospor el SDSS. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 51

4.2. Valores de E(B − V ), Masa y Edad de los cumulos en comun entrenuestro trabajo y los de Harris et al. (2004). Las primeras cuatrocolumnas corresponden a nuestros resultados. . . . . . . . . . . . . . 55

4.3. Valores de E(B − V ), Masa y Edad de los cumulos en comun entrenuestro trabajo y los Harris et al. (2004). Las primeras cuatro colum-nas corresponden a nuestros resultados. . . . . . . . . . . . . . . . . . 76

A.1. Valores de los parametros del archivo configuration file.sex. . . . . . . 85

B.1. Cumulos Estelares de NGC 3077. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 88B.2. Cumulos Estelares de NGC 3077. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 89B.3. Cumulos Estelares de NGC 5253. El superındice s corresponde a me-

talicidad solar. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 90

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Poblaci on de C´ umulos Estelares en las´ Galaxias NGC ... · Figura 1.1: Diagrama de diapas on de Hubble, el cual muestra los tipos morfol ogicos de galaxias. Las galaxias tempranas