4. Espectroscop´ıa de alta resoluci´ on de la galaxia BCD Haro 15: Determina-
4.2. Observaciones y Reducci´ on de los datos
Se obtuvieron espectros de resoluci´on intermedia de ranura larga usando la c´amara Wide- Field CCD (WFCCD) montada en el telescopio du Pont de 100”del Observatorio Las Campa- nas (LCO) en Chile (28 de septiembre de 2005). Las observaciones obtenidas corresponden a las regiones B y C de Haro 15 (ver Figura 1 del Cap´ıtulo 3). El detector TEK5 que se utiliz´o cu- bre todo el rango de longitud de onda ´optica, desde 3800 a 9300 ˚A (centrado enλc= 6550 ˚A).
4.2. OBSERVACIONES Y REDUCCI ´ON DE LOS DATOS 53
La resoluci´on espectral alcanzada en los espectros es de RF W HM≃900: ∆λF W HM= 7.5 ˚A a
losλ6700 ˚A, medida a partir del ancho a potencia mitad (FWHM) de las l´ıneas de la l´ampara de comparaci´on de Thorio-Arg´on tomadas con el fin de calibraci´on de longitud de onda. Las observaciones se realizaron en ´angulo paral´actico, para evitar los efectos de refracci´on dife- rencial en el ultravioleta, en excelentes condiciones fotom´etricas, con un seeing de 1 segundo de arco. Al comienzo de la noche se tomaron bias (nivel de pedestal o cuentas que tiene de base el detector a´un sin exponer) y flat-field (del ingl´es, imagen de campo plano) de c´upula. Adem´as, en esta misma noche se tomaron espectros de la l´ampara de comparaci´on Th-Ar. Las im´agenes fueron procesadas y analizadas con las rutinas de IRAF1 mediante el procedimiento usual. El procedimiento incluye la eliminaci´on de rayos c´osmicos, resta de bias, divisi´on por un flat-field normalizado y calibraci´on en longitud de onda. Se observ´o una estrella est´andar, EG 131, para la calibraci´on en flujo y el tiempo de exposici´on para esta estrella est´andar de flujo fue de 180 segundos. Los espectros fueron corregidos por extinci´on atmosf´erica.
Se ha encontrado un cierto grado de contaminaci´on de segundo orden en estos espectros de ranura larga. La misma comienza a estar presente enλ >6000 ˚A y es casi imposible de eliminar por completo debido a la amplia cobertura espectral usada. Por este motivo, los flujos medidos para las l´ıneas nebulares que se encuentran m´as all´a de los 6000 ˚A han sido sistem´aticamente subestimados, aunque nunca esta contribuci´on es importante para los cocientes de l´ıneas (ver Terlevich et al., 1991).
Por otro lado, se obtuvieron espectros de alta resoluci´on usando el espectr´ografo ´echelle en el telescopio du Pont de 100”de LCO, entre el 19 y el 20 de julio de 2006. Las observaciones obtenidas corresponden a varios brotes de formaci´on estelar de la misma galaxia Haro 15 (A, B, C, E y F) adquiridos en el modo ´echelle (ver Cap´ıtulo 3). El desplazamiento al rojo calculado con estos datos es de z = 0.021306. El rango espectral abarcado en estas observaciones es desde 3400 hasta 10000 ˚A. Este rango espectral garantiza la medici´on simult´anea de las l´ıneas nebulares de [Oii]λλ3727, 3729 ˚A a las del [Siii]λλ9069, 9532 ˚A en ambos extremos del espectro y en la misma regi´on de la galaxia. Las condiciones de observaci´on fueron buenas con un seeing de 1 segundo de arco. La estrella espectrofotom´etrica est´andar observada para la calibraci´on en flujo fue Feige 110 (Bohlin et al., 2001), la cual tiene sus flujos tabulados cada 2 ˚A, y la cantidad de intervalos definidos dentro de un orden del ´echelle var´ıa de cuatro a doce, dependiendo de la calidad del espectro. El tiempo de exposici´on de la estrella est´andar fue de 1200 segundos. La calibraci´on en flujo obtenida en estos datos fue muy buena. Para los detalles de reducci´on y el proceso de an´alisis ver Cap´ıtulo 3.
La Tabla 4.1 lista las observaciones obtenidas, junto con los tiempos de exposici´on y las masas de aire para cada regi´on y su respectivo modo de observaci´on.
1Image Reduction and Analysis Facility, distribuida por NOAO, operada por AURA, Inc., bajo acuerdo
con NSF.
54
Tabla 4.1: Observaciones de los diferentes brotes en Haro 15. La primera columna indica el modo de observaci´on, la segunda columna muestra la nomenclatura utilizada en el Cap´ıtulo 3 siguiendo Cair´os et al., (2001), la tercera columna corresponde a la fecha de observaci´on, la cuarta columna exhibe el tiempo de exposici´on de los brotes, la quinta columna se˜nala las masas de aire.
Modo brote fecha t.exp sec z
ranura larga B,C 2005 Sep 28 2x1200 + 1x900 1.5
´echelle A 2006 Jul 19 1800 1.2 B 2006 Jul 19 1800 1.1 C 2006 Jul 19 1800 1.1 E 2006 Jul 20 1800 1.2 F 2006 Jul 20 1800 1.1
4.3.
Resultados
En la Figura 4.1 se han marcado algunas de las l´ıneas de emisi´on m´as relevantes observadas en los espectros WFCCD de ranura larga de losbrotes B y Cde Haro 15.
Los flujos de las l´ıneas de emisi´on para los datos de ranura larga se midieron utilizando la tareasplot deIRAF (que integra la intensidad de cada l´ınea sobre un continuo ajustado localmente) siguiendo el mismo procedimiento descripto enH¨agele et al.(2006). Se utilizaron dos formas de integrar el flujo de la l´ınea de emisi´on: (i) en el caso de una l´ınea aislada o dos l´ıneas fusionadas y sin resolver, la intensidad es calculada integrando entre dos puntos dados por la posici´on del continuo local colocados a ojo. A este flujo, que incluye todas las diferentes componentes cinem´aticas, se lo denominar´a, de ahora en m´as, como “medida global”; (ii) si dos l´ıneas est´an fusionadas, pero se pueden resolver, se utiliza el procedimiento de m´ultiples ajustes Gaussianos para estimar los flujos individuales (esto se aplic´o solamente para los datos de dispersi´on simple). Ambos procedimientos est´an explicados detalladamente en H¨agele et al., (2006;2008).
Siguiendo P´erez-Montero & D´ıaz (2003), los errores estad´ısticos asociados a los flujos de las emisiones observadas se han calculado utilizando la expresi´on
σl = σcN1/2[1 +EW/(N∆)]1/2 (4.1)
dondeσles el error en el flujo de la l´ınea observada,σc representa la desviaci´on est´andard en
una caja cerca de la l´ınea de emisi´on medida y representa el error en la posici´on del continuo, N es el n´umero de p´ıxeles en la medida del flujo de la l´ınea, EW es el ancho equivalente de la l´ınea el cual est´a dado por el flujo del continuo cerca de la l´ınea y el flujo de la l´ınea, y ∆ es la dispersi´on de la longitud de onda en angstroms por pixel (Gonz´alez-Delgado et al.,1994).
4.3.