6.2 Observaciones Infrarrojas de campos de Tripletes a z > 0 9
6.2.2 Cat´alogo Final
El cat´alogo final fue construido utilizando SExtractor en modo doble para los tripletes que tienen im´agenes en las bandas Ks y J, tomando como referencia a las im´agenes obtenidas en Ks que son las de mejor calidad. Se detectaron todas las fuentes con intensidades mayores que
1.5σ (dondeσ es la incerteza estimada para el fondo de cielo). Para optimizar la detecci´on se utiliz´o el mapa de pesos correspondiente a cada imagen. Este mapa de pesos evita la detecci´on de objetos esp´ureos en las regiones de la imagen con menor relaci´on se˜nal-ruido y adem´as, permite una mejor estima del fondo de cielo permitiendo detectar mayor cantidad de objetos d´ebiles. En la Fig. 6.3 se muestra un ejemplo para la detecci ´on de fuentes sin utilizar el mapa de pesos (izquierda) donde se observa la gran cantidad de objetos esp´ureos detectados en los bordes de la imagen. En el panel derecho de la Fig. 6.3 se muestra como fue mejorada la detecci´on utilizando el mapa de pesos.
Fig. 6.3: Ejemplo de detecci´on de fuentes con SExtractor en la forma tradicional (izquierda) y utilizando mapa de pesos (derecha)
El cat´alogo final incluye una gran variedad de par´ametros que ser´an utilizados para un pos- terior an´alisis de las galaxias en los entornos de tripletes. Entre ellos se encuentran: magnitudes para aperturas de 2”, 3”y 4”, MAG AUT O que da un valor de la magnitud medida para un ajuste autom´atico de acuerdo al perfil de la fuente, separaci´on estrella-galaxia y elipticidad, entre otros.
An´alisis de precisi´on de los datos
Con el prop´osito de verificar la precisi´on de las calibraciones astrom´etricas y fotom´etricas se compararon las posiciones y magnitudes de las fuentes detectadas en los campos de tripletes con las de fuentes puntuales del cat´alogo 2MASS. Para la comparaci´on se utilizaron todas las fuentes puntuales del cat´alogo 2MASS no contaminadas por objetos vecinos, y para el cat´alogo de fuentes en campos de tripletes, se utilizaron solo los objetos detectados a5σcon respecto al fondo de cielo. La correlaci´on se realiz´o utilizando GAIA lo cual permite identificar individual e interactivamente los objetos comunes en ambos cat´alogos. As´ı, se computaron las diferencias en posiciones y magnitudes para estos objetos.
Fig. 6.4: Izquierdo: Diferencias entre posiciones de estrellas comunes entre 2MASS e im´agenes de los campos de tripletes. Derecha: Comparaci´on fotom´etrica para estrellas comunes como funci´on de la magnitud para la banda Ks.
En la Fig. 6.4 se muestran las diferencias entre las posiciones medidas y su distribuci´on en ascenci´on recta y declinaci´on (panel izquierdo) y las diferencias entre magnitudes ISPI y 2MASS para la banda Ks (panel derecho). Las diferencias promedio encontradas para las posi- ciones son de∆α= 0”.028±0”.418y∆δ= 0”.034±0”.417segundos de arco. Estos valores para los errores en las diferencias de las posiciones son del orden de ∼1pixel y se encuentran dentro de los valores esperados para la precisi´on astrom´etrica, suficiente para los prop´ositos cient´ıficos de estas im´agenes.
Por otro lado, considerando los objetos m´as brillantes que Ks = 14.5 y J = 16, las magnitudes medidas para ambos conjuntos de datos presentan un muy buen acuerdo, ∆Ks =
−0.005±0.06y ∆J = 0.007±0.08(Fig. 6.4, panel derecho). La dispersi´on en la relaci´on es mayor para magnitudes d´ebiles debido al incremento en los errores para las fuentes 2MASS. La diferencia total obtenida entre las magnitudes ISPI y 2MASS es del orden de ∆Ks = 0.02±0.24y∆J = 0.04±0.26. La amplitud de la dispersi´on de estos valores es relativamente peque˜na, demostrando la uniformidad de la precisi´on fotom´etrica de nuestras observaciones y confirmando el valor deZP utilizado para la calibraci´on.
Separaci´on estrella-galaxia
SExtractor utiliza una red neuronal para separar estrellas de fuentes extendidas. El par´ametro que define esta divisi´on est´a dado por el ´ındice de estelaridadCLASS ST ARque tiene valores entre1(para una estrella perfecta) y0. Nuestro inter´es en el estudio de galaxias en los campos de tripletes de quasars requiere una muestra no contaminada de estrellas por lo cual este par´ametro es de fundamental importancia.
Para determinar que valores deCLASS ST ARson ´optimos para la selecci´on de la muestra de galaxias analizamos la distribuci´on de este ´ındice como funci´on de la magnitud en la banda K. En la Fig. 6.5 (izquierda) graficamos el par´ametroCLASS ST ARcomo funci´on de la mag- nitud. Se observa que para magnitudes brillantes, MAG AUT O < 16, las dos secuencias de objetos dadas por los valores deCLASS ST AR≈1(estrellas) yCLASS ST AR≈0(galax- ias), pueden ser f´acilmente distinguidas. Para magnitudes m´as d´ebiles resulta dif´ıcil separar ob- jetos extendidos de puntuales. Con el fin de seleccionar galaxias de manera eficiente tenemos en cuenta el trabajo de Groenewegen et al. (2002) seleccionando un l´ımite paraCLASS ST AR como funci´on de la magnitud. As´ı, los objetos considerados como galaxias para nuestra muestra tienen valores de
• CLASS ST AR <0.9siKs <16
• CLASS ST AR <1.0siKs >16
Esta ´ultima elecci´on, de considerar todos los objetos con CLASS ST AR < 1.0 como galaxias se debe a que las estrellas, en general, no tienen luminosidades tan d´ebiles en las bandas infrarrojas. Adem´as, para luminosidades m´as d´ebiles queKs= 16no se puede decidir si los objetos puntuales son estrellas o galaxias ya que paraz > 1los objetos poseen tama˜nos
10 15 20 0 0.2 0.4 0.6 0.8 1 0 2 4 6 8 10 20 15 10
Fig. 6.5: Izquierda: Relaci´on entre magnitud e ´ındice de estelaridadCLASS ST AR. Derecha: Magnitud versus radio a mitad de flujo. Los puntos rojos representan los objetos clasificados como estrellas, los puntos azules corresponden a pixeles defectuosos.
angulares muy peque˜nos dificultando la clasificaci´on. De esta manera, nos aseguramos no perder galaxias d´ebiles que est´an en el rango de magnitudes de inter´es.
Otros an´alisis fueron realizados para determinar la eficiencia del criterio de separaci´on estrella-galaxia utilizado. La Fig. 6.5 (derecha) muestra la relaci´on entre las magnitudes Ks y el radio a mitad de flujo (F LUX RADIUS). Se observa que las estrellas (puntos rojos) tienen el mismo valor de F LUX RADIUS ubic´andose en un brazo vertical. Otra ventaja de esta figura es que pueden identificarse todos los pixeles malos que no fueron completamente removidos durante el proceso de reducci´on. Estos pixeles defectuosos (puntos azules) tiene val- ores deF LUX RADIUS < 1por lo cual con este criterio pueden ser totalmente eliminados del cat´alogo final.
Recuento de objetos
El recuento de galaxias como funci´on de la magnitud fue realizado en las bandas Ks y J de los campos de tripletes. Este permite evaluar las caracter´ısticas generales del cat´alogo en cuanto a profundidad y homogeneidad. En la Fig. 6.6 se muestran las distribuciones de galaxias, como funci´on de las magnitudes Ks y J, respectivamente. El recuento de galaxias fu´e realizado de forma directa y las barras de error corresponden a las incert ezas Poisson.
15 16 17 18 19 20 100 1000 16 17 18 19 20 21 22 100 1000
Los recuentos de galaxias en los campos estudiados fueron comparados con varios cat´alogos de la literatura. Para la banda Ks las relaciones encontradas por Best (2000), Best et al. (2003), Bornancini et al. (2004) y Olsen (2006) muestran un muy buen acuerdo con los datos de este trabajo. Por otro lado, para la banda J, Saracco et al. (1999), Iovino et al. (2005) y Olsen et al. (2006) encuentran tambi´en resultados similares, alcanzando un excelente acuerdo con los datos de Olsen et al. (2006) hasta magnitud J ∼ 21. Estos resultados indican que los cat´alogos de galaxias en los campos de tripletes de quasars han sido correctamente obtenidos y las magnitudes bien calibradas.
En la Tabla 6.4 se listan los valores del n´umero de galaxias, por grado cuadrado, para difer- entes rangos de magnitud. Puede estimarse, de esta tabla, que el recuento de galaxias es com- pleto para magnitudesKs ≈19.5yJ ≈21.0, respectivamente.
Tab. 6.4: Recuentos de galaxias en las bandas Ks y J
Ks Ngal N err J Ngal N err
(deg−2×0.5mag−1) (deg−2×0.5mag−1)
14.75 10 137 43 15.25 34 468 80 15.75 64 882 110 16.25 94 1296 133 16.75 175 2412 182 16.75 10 316 99 17.25 264 3639 224 17.25 18 568 134 17.75 422 5817 283 17.75 56 1769 236 18.25 635 8753 347 18.25 54 1706 232 18.75 913 12580 416 18.75 99 3128 314 19.25 1046 14420 445 19.25 152 4803 389 19.75 1016 14040 439 19.75 218 6888 466 20.25 801 11040 390 20.25 358 11310 597 20.75 388 5348 271 20.75 414 13080 642 21.25 410 12950 639 21.75 304 9605 550 22.25 209 6603 456