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Resumen

La mayoría de las galaxias en el Universo se encuentran a distancias tan alejadas que de tal manera que, ya no es posible identificar individualmente a las estrellas que las constituyen. Sin embargo, es posible obtener información valiosa sobre los dife-rentes tipos de estrellas en estos sistemas, analizando en detalle el espectro electro-magnético. Esta tesis está enfocada en el intervalo de longitud de onda del infrarrojo cercano (NIR), el cual es especialmente importante para el estudio de las propiedades de galaxias evolucionadas. Esta región del espectro electromagnético está fuertemente influenciada por estrellas frías, o también llamadas de tipo tardío, las cuales no contri-buyen tanto al intervalo de longitud de onda del óptico. Entre las estrellas frías de tipo tardío, la rama de las estrellas gigantes rojas (RGB) están presentes en cada población estelar, pero tienen una fuerte contribución mayormente en sistemas viejos (>2 Ga) y en longitudes de onda rojizas. Otra clase de estrellas de tipo tardío son aquellas de la rama de las gigantes asintóticas (AGB), las cuales puedes ser divididas en regulares y AGB térmicas pulsantes. Estrellas AGB regulares contribuyen al espectro de una ga-laxia en un intervalo de edades amplio, mientras que las estrellas térmicas pulsantes, contribuyen en su mayoría a la luz de una población estelar entre 1 y 3 Ga. Para poder crear modelos de poblaciones estelares para galaxias, es necesario obtener espectros exactos o modelos de esas estrellas. La forma más simple, y hasta ahora el mejor mé-todo de llevar a cabo esto, es obtener observaciones de éste u otro tipo de estrellas, y usarlas para construir una biblioteca estelar para ser usada para crear modelos de poblaciones estelares.

En el Capítulo II, presentamos un estudio detallado de las estrellas de la

bibliote-ca estelar IRTFpara entender su extensión y fiabilidad para ser usada en el modelaje

de poblaciones estelares. Esta biblioteca consta de 210 estrellas, con un total de 292 espectros, cubriendo un intervalo de longitud de onda de 0,94 a 2,41µm (cubrien-do principalmente las bandas J,H yK de infrarrojo cercano) a una resolución de R =λ/∆λ≈2000. Donde el valor de∆λes el intervalo de longitud de onda mínimo del espectro que todavía contiene información. La resolución por lo tanto determina el intervalo de longitud de onda mínimo en el cual todavía se puede extraer información del espectro. Para cada estrella de la biblioteca, inferimos sus parámetros atmosféricos, los cuales son temperatura efectiva (Teff), gravedad en la superficie de la estrella (logg)

y metalicidad (la comunidad astronómica define como "metales.acualquier elemento

químico más pesado que el helio). Estos parámetros son calculados de distintas for-mas; por ejemplo con el uso de relaciones entre la temperature de una estrella y sus colores en el NIR (Figura 1). Así mismo, también empleamos un método avanzado el cual compara un espectro observado en una sección de la bandaK (2,19 a 2,34µm)

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-1.0 0.0 1.0 2.0 3.0 4.0 5.0 1000 2000 3000 4000 5000 6000 7000 8000 log g Teff (K) -3 -2.5 -2 -1.5 -1 -0.5 0 0.5 [Z/Z ⊙ ] 0 20 40 60 80 100 120 140 160 -2.7 -2.3 -1.9 -1.5 -1.1 -0.7 -0.3 0.1 0.5 N [Z/Z]

Figura 1 –Parámetros atmosféricos estelares de las estrellas de labiblioteca estelar IRTF. El panel

de la izquierda muestra la cobertura paramétrica de esta biblioteca para los modelos de pobla-ciones estelares. El panel de la derecha muestra la función de la distribución de la metalicidad de las estrellas.

con espectros de una biblioteca estelar empírica (de la cual conocemos exactamente la temperatura, gravedad y metalicidad de cada estrella). Para cada estrella de la

bi-blioteca estelar IRTF, encontramos un espectro que se ajusta con la mejor precision al

espectro observado y se adoptan esos parámetros estelares.

Figura 2 –Comportamiento de la

reso-lución (FWHM)de estrellas tipo G de la

biblioteca estelar IRTF(líneas grises)

co-mo función de la longitud de onda. Los puntos negros representan los valores promedio para esas longitudes de onda efectivas, y la línea azul determina la dis-persión promedio. La línea roja corres-ponde a la relación linear de la resolu-ción promedio para cada longitud de on-da. 0 2 4 6 8 10 12 14 10000 12500 15000 17500 20000 22500 25000 FWHM (Å) Wavelength (Å)

Con parámetros atmosféricos precisos y colores en el NIR, podemos analizar la bi-blioteca espectral con más detalle. Primero, investigamos si los parámetros atmosfé-ricos de la biblioteca concuerdan con aquellos de otros estudios en la literatura. Los colores en el NIR también se cotejan con aquellos de una biblioteca de referencia co-nocida (la biblioteca Pickles) por medio de la comparación de la distribución de estre-llas en un diagrama color-color, y con el cual podemos concluir que la estreestre-llasIRTF

concuerdan bien con las fuentes de referencia. Esto es especialmente importante para la construcción de modelos de poblaciones estelares. Además de estas pruebas, tam-bién medimos la resoluciónRcomo función de longitud de onda. Encontramos que la resolución aumenta como función de lambda desde alrededor de 6 Å enJ a 10 Å en la parte roja de la bandaK (Figura 2). Con estos ensayos podemos establecer que

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labiblioteca estelar IRTF, la biblioteca más grande actualmente disponible a una reso-lución intermedia (R entre 1500 y 3500) en el NIR, es un excelente candidato para ser usada en modelos de poblaciones estelares.

0.96 0.98 1.00 1.02 1.04 1.0 1.2 1.4 1.6 1.8 2.0 2.2 2.4 Ratios Wavelength (µm) GirS / MarS BaSS / MarS BaSS / GirS 1.0 2.0 3.0 F/F 1.65 µ m +constant γ β δ γ MarS GirS BaSS CaFePPC Pa NaSiCCaNiPaAlSiFeKSiCTiMgFeNiSi CaFeMgCaAlK BrCCNiSiFeAlSiBr Na FeCaMgCO IIIII IIIII IIIIIIIIIII IIIIII IIIIIIII I III

Figura 3 –SED de nuestros tres modelos

de poblaciones estelares a metalicidad solar y10 Ga (panel superior) y las ra-zones de la comparación entre ellos (pa-nel inferior). Algunas de las característi-cas espectrales de interés especiales (de Rayner et al., 2009) han sido señaladas en la figura.

En el Capítulo III, introducimos los modelos no-resueltos de síntesis de poblacio-nes estelares (modelos SSP, compuestos de una sola edad y metalicidad) en el infrarrojo cercano. La extensión al NIR es muy importante para el estudio de galaxias de prime-ros tipos, dado que estas galaxias son predominantemente viejas y por lo tanto, emiten la mayoría de su luz en este intervalo de longitud de onda. Los modelos son creados usando la ahora bien calibradabiblioteca estelar IRTFde espectros estelares empíricos. Para construir un modelo, calculamos un espectro para cada punto de una isocrona es-telar, la cual es una distribución de estrellas con diferentes masas en una población de una sola edad y metalicidad. Subsecuentemente, integramos estos espectros con un peso de acuerdo al número de estrellas formadas para cada masa, gobernado por la función de masa inicial (IMF). De esta manera, hemos producido espectros de mode-los de poblaciones estelares de una sola edad-metalicidad a una resoluciónR ∼2000 (Figura 3).

Los modelos que hemos construido como parte de esta tesis, pueden ser usados para comparar espectros observados de cúmulos globulares y galaxias, para derivar su distribución de edad, abundancias químicas, y propiedades en la IMF. La confiabili-dad de los modelos se ha comprobado con los colores observados de galaxias elípticas y cúmulos en las Nubes de Magallanes. Por otra parte, índices de líneas de absorción predichos han sido comparados con los índices publicados de otras galaxias elípticas. Las comparaciones muestran que nuestros modelos son muy adecuados para estudiar poblaciones estelares de galaxias no-resueltas, las cuales están localizadas los

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suficien-Figura 4 –Diagramas índice-índice para la muestra combinada de Mármol-Queraltó et al. (2009) y Silva et al. (2008), y los modelos MarS. Los modelos MIUS-CAT fueron usados para complementar las predicciones de índices en el ópti-co. Los índices de intensidad de línea se compilaron de Kuntschner (2000) y Sánchez-Blázquez et al. (2003). 1.17 1.18 1.19 1.20 1.21 1.22 1.23 1.00 1.40 1.80 2.20 2.60 3.00 3.40 DCO Hβ field Fornax − 0.7 dex − 0.4 dex + 0.0 dex + 0.2 dex 2 Gyr 7 Gyr 14 Gyr 0.70 0.90 1.10 1.30 Fe I 1.80 2.00 2.20 2.40 2.60 2.80 3.00 Ca I 0.10 0.20 0.30 0.40 0.50 0.60 0.70 0.80 Mg I 1.90 2.30 2.70 3.10 3.50 3.90 4.30 Na I 2.50 4.50 6.50 8.50 C24668 50 100 150 200 250 300 350 σ (km s−1) 1.50 2.50 3.50 4.50 5.50 Mg b

temente lejos de nosotros de tal forma en que no es posible distinguir estrellas indivi-duales. Ellos son particularmente útiles para el estudio de poblaciones estelares de edades viejas e intermedias en galaxias, las cuales está relativamente libre de contami-nación debida a estrellas jóvenes y a la extinción debida al polvo estelar. Los modelos que hemos derivados también son muy valiosos para el estudio de datos obtenidos por futuras instalaciones en el infrarrojo, tales como JWST y telescopios extremadamente grandes como el E-ELT.

En el Capítulo IV, derivamos las propiedades de las poblaciones estelares (tales co-mo edad, metalicidad e historia de formación estelar) para una muestra de galaxias dentro y fuera de un entorno de cúmulo (i.e. un grupo de galaxias unidas por gravedad, el cual influencia la evolución de los sistemas individuales). Las galaxias son estudia-das por medio de la comparación de diferentes trazadores de evolución estelar, tales como los índices de intensidad de línea (intensidad relativa de un línea espectral de ab-sorción, determinada por medio de la comparación del flujo espectral en ambos lados de la característica con el flujo dentro de la línea de absorción), colores integrados y

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1.17 1.18 1.19 1.20 1.21 1.22 1.23 0.85 0.90 0.95 1.00 DCO (mag) (J−Ks) 0.10 0.30 0.50 0.70 Mg I (Å) 1.80 2.00 2.20 2.40 2.60 2.80 3.00 Ca I (Å) 0.70 0.90 1.10 1.30 1.50 Fe I (Å) 1.80 2.20 2.60 3.00 3.40 3.80 4.20 Na I (Å) 50 100 150 200 250 300 350 σ (km s−1) 0.57 0.62 0.67 0.72 0.77 (J−H) 0.14 0.19 0.24 0.29 (H−Ks) field Fornax 2 Gyr 7 Gyr 14 Gyr − 0.7 dex − 0.4 dex + 0.0 dex + 0.2 dex Figura 5 –Diagramas color-color para muestra combinada de Mármol-Queraltó et al. (2009) y Sil-va et al. (2008), y nuestros modelos.

distribuciones de energía espectral (SEDs). Comparando modelos y datos en el óptico y el NIR, encontramos evidencia del comportamiento diferencial en la contribución de la fase estelar de las AGBs en las galaxias elípticas de campo y cúmulo. Esto implica que el entorno juego un papel importante en como se llevan a cabo las historias evolutivas de las galaxias (Figura 4). También determinamos que el índice de intensidad de línea DCOes un eficiente indicador de la presencia de estrellas AGB. El Capítulo IV muestra que la contribución de las estrellas AGB en el espectro de las galaxias es claramente más grande en galaxias de campo (fuera del cúmulo) que en las del cúmulo de Fornax. Con este índice y los valores más rojos para (JK) de las galaxias de campo, inferimos que las galaxias de campo deben contener poblaciones más jóvenes (Figura 5).

Para analizar con más detalle la contribución de las estrellas AGB de la muestra estudiada, también aplicamos un nuevo método de análisis espectral, en el cual ajus-tamos el espectro de una galaxia observada con los modelos construidos de acuerdo a una prescripción diferente a la síntesis de población estelar clásica. En este enfoque sólo poblamos parcialmente los puntos en cada isocrona estelar, omitiendo los puntos correspondiente a la fase de las AGB. Durante el ajuste espectral, permitimos que una

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Figura 6 – Comparación entre los resul-tados de la comparación de espectro-completo de los modelos de poblaciones no-clásicos y las estrellas AGB agregadas para galaxias en grupos de dispersión de ve-locidades, en ambos entornos de campo y grupo.

Figura 7 –Comparación de cuatro índices

de intensidad de línea (Na I, Mg I, Ca I, e Fe I) como función de DCO, a metalicidad

so-lar, para diferentes funciones de masa ini-cial. 0.70 0.90 1.10 1.30 1.50 1.16 1.17 1.18 1.19 1.201.21 1.22 1.23 1.24 Fe I DCO field Fornax MarS MarBHa MarBHb MarCH 2 Gyr 7 Gyr 14 Gyr 50 100 150 200 250 300 350 σ (km s −1) 1.80 2.00 2.20 2.40 2.60 2.80 3.00 Ca I 0.10 0.30 0.50 0.70 Mg I 1.70 2.10 2.50 2.90 3.30 3.70 4.10 Na I

fracción libre the estrellas AGB de labiblioteca estelar IRTFsea incluida en el ajuste, además de la SED del modelo estelar parcialmente poblado. De esta manera, podemos

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derivar la fracción de estrellas AGB en las galaxias de campo y del cúmulo Fornax direc-tamente del espectro. Encontramos fuerte evidencia de la necesidad de estrellas AGB adicionales, y que la contribución de AGBs es, en efecto, más fuerte en galaxias de cam-po que en las del cúmulo Fornax (Figura 6). Los resultados en el NIR sugieren que un enfoque del ajuste de SED más flexible y no-paramétrico es necesario para reproducir totalmente el comportamiento de galaxias. El análisis del índice DCOtambién sugiere que un tratamiento más detallado de la fase de las AGB, que incluya a las térmicamen-te pulsantérmicamen-tes, es requerido para entérmicamen-tender completamentérmicamen-te a estas galaxias. Finalmentérmicamen-te, es claro que el entorno juega un papel en las poblaciones estelares en el NIR, ya que las galaxias del cúmulo de Fornax requieren una menor contribución de estrellas AGB que sus contrapartes de campo.

En el Capítulo V, resumimos y discutimos las conclusiones derivadas de esta tesis. Así mismo, también le dimos un vistazo a otros estudios que pueden ser llevados a ca-bo en el futuro, y mostramos como los modelos se ven afectados cuando cambiamos las propiedades de la IMF. Presentamos los modelos en los que la fracción relativa de estrellas de baja masa es más grande (modelos de fondo-pesado, con pendientes de

−3,0 y−3,5) y un modelo que sigue la receta de Chabrier para la IMF, con elχ= −1,3. Las pruebas con diferentes funciones de masa inicial presentadas en ese capítulo, nos dan indicios del complejo escenario de formación estelar de estrellas de baja masa (Figura 7). Así mismo, mostramos los resultados de un enfoque de poblaciones este-lares múltiples, el cual indica que en general, las historias de formación estelar de ga-laxias de primeros tipos son mejor explicadas cuando más de un componente este-lar está presente. Existen varias formas de mejorar en el futuro los modelos actuales incluyendo el uso de bibliotecas estelares, empíricas o teoréticas, con una cobertura de parámetros más amplia, la cual incluya enriquecimiento en elementosα(ya sea al complementar labiblioteca estelar IRTFo usar una completamente diferente). Adicio-nalmente, el uso de prescripciones más precisas para todas fases de las AGBs en las isocronas (ya sea modificando las isocronas actuales o utilizar nuevas), multiples po-blaciones que sean flexibles, modelos de evolución química, y el uso de simulaciones cosmológicas podrían mejorar los modelos y, por lo tanto, nuestro entendimiento de las galaxias de primeros tipo en el NIR.

Hemos puesto a disposición de la comunidad científica la información obtenida de los modelos, y los modelos mismos para que puedan ser experimentados y pro-bados. El vínculo de internet desde el cual pueden ser descargados eshttp://smg. astro-reseach.net. De esta forma, el enriquecimiento de la presente propuesta, co-mo también nuevos enfoques, así coco-mo aplicaciones de los co-modelos pueden llevarse a cabo.

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