5 – Síntesis Evolutiva de Poblaciones Estelares

1118/05/200518/05/2005 Poblaciones Estelares en GalaxiasPoblaciones Estelares en Galaxias

5 5 –– SSííntesisntesis EvolutivaEvolutiva de de PoblacionesPoblaciones EstelaresEstelares

Introducida por Introducida por Beatriz Beatriz TinsleyTinsley (1980)(1980)TTéécnica estcnica estáándar para estudiar la evolucindar para estudiar la evolucióón n espectrofotomespectrofotoméétricatrica de de galaxiasgalaxiasPredicciPrediccióón de la distribucin de la distribucióón espectral de energn espectral de energíía a partir de un a a partir de un escenario evolutivo teescenario evolutivo teóóricoricoOBJETIVOOBJETIVO: Calcular, en funci: Calcular, en funcióón del tiempo, n del tiempo, la distribucila distribucióón de estrellas n de estrellas de diferentes masas en el diagrama HR para una funcide diferentes masas en el diagrama HR para una funcióón inicial de n inicial de masas y un ritmo de formacimasas y un ritmo de formacióón estelar dadon estelar dado →→ Espectro sintEspectro sintéético en tico en funcifuncióón del tiempon del tiempo →→ EvoluciEvolucióón galn galáácticacticaTrabajos pionerosTrabajos pioneros: : TinsleyTinsley (1972, 1978), (1972, 1978), TinsleyTinsley & & GunnGunn (1976)(1976)Principales modelosPrincipales modelos: : GunnGunn et al. (1981), Bruzual (1983et al. (1981), Bruzual (1983--2003), 2003), ArimotoArimoto & & YoshiiYoshii (1986(1986--1987), 1987), RoccaRocca--VolmerangeVolmerange (1987(1987--1997), 1997), BuzzoniBuzzoni (1989(1989--1995), 1995), WortheyWorthey (1994), (1994), BressanBressan (1994(1994--1996), 1996), LeithererLeitherer et al. (1999), et al. (1999), MarastonMaraston (2002(2002--2004), Vazdekis (19962004), Vazdekis (1996--2004) 2004) (lista no completa)(lista no completa)


Dos mDos méétodos de stodos de sííntesis de poblacionesntesis de poblacionesSistema espectrofotométrico

(Rango espectral, resolución,número de puntos, precisión)

GalaxiasLibrería estelar

EstrellasFuentes compuestas

Distribución espectralde energía teórica

Incorporaciónfuerte

Restricciones evolutivasTeóricas

Empíricas

Incorporaciónrelajada

Algoritmo de ajuste

Parámetros de la población(bondad del ajuste y errores

Escenario teórico(IMF, SFR)

Síntesisevolutiva

Síntesisempírica


SSííntesis evolutivantesis evolutivaVentajas:Ventajas:

MatemMatemááticamente simpleticamente simplePocos parPocos paráámetrosmetros::

FunciFuncióón inicial de masa n inicial de masa (IMF)(IMF)Ritmo de formaciRitmo de formacióón estelar n estelar (SFR)(SFR)EdadEdadComposiciComposicióón qun quíímicamica

Se aprovechan los conocimientos de evoluciSe aprovechan los conocimientos de evolucióón estelarn estelarInconvenientes:Inconvenientes:

Las Las incertidumbres en la evoluciincertidumbres en la evolucióón estelarn estelar se introducen en los modelosse introducen en los modelosDeficiencias de las librerDeficiencias de las libreríías estelaresas estelaresDifDifíícil cil determinacideterminacióón de erroresn de erroresDegeneraciDegeneracióón edadn edad--metalicidadmetalicidad


La degeneraciLa degeneracióón edadn edad--metalicidadmetalicidadCambio en metalicidadCambio en edad

∆ log(edad)/ ∆log(Z) =–3/2 (Worthey 1994)


DefinicionesDefinicionesFormaciFormacióón estelarn estelarDistribuciDistribucióón de masasn de masas

NNúúmero de estrellas formadas en los intervalos (mero de estrellas formadas en los intervalos (mm, , m m + + ddmm) y en () y en (tt, , t t + + ddtt):):

≡≡ Masa total de estrellas formadas por unidad de Masa total de estrellas formadas por unidad de tt ((SFR, SFR, Star Formation Star Formation RateRate). Funci). Funcióón n úúnicamente de nicamente de tt≡≡ DistribuciDistribucióón de las estrellas formadas en funcin de las estrellas formadas en funcióón de su masa:n de su masa: FunciFuncióón n inicial de masas (inicial de masas (IMF, IMF, Initial Mass FunctionInitial Mass Function). Funci). Funcióón sn sóólo de lo de mm ((¿¿y de y de tt?)?)

NormalizaciNormalizacióón de la IMFn de la IMF::

1.1. TinsleyTinsley (1980)(1980)

2.2. Bruzual (1983)Bruzual (1983)

)(tΨ

Población estelar

)(mφ

tmtm d d )( )( Ψφ

∫∫∞

∞

=

=

0

0

1d )(

1d )(

mm

mmm

φ

φ∫ =

2

1

d )(m

mmmφ

1. Nº *’s/unidad de masa en (m1,m2)

2. Fracción de *’s en (m1,m2)


FunciFuncióón inicial de masasn inicial de masasParametrizadaParametrizada con una ley de potencias (con una ley de potencias (SalpeterSalpeter 19551955))

xx: pendiente de la IMF (constante o variable con : pendiente de la IMF (constante o variable con mm))DeterminaciDeterminacióón a partir del conteo de estrellas en la vecindad solar (funcin a partir del conteo de estrellas en la vecindad solar (funcióón n de luminosidad de la SP)de luminosidad de la SP)

n(mn(m) = n) = nºº estrellas de la SP con estrellas de la SP con mm en (en (m m , , mm+d+dmm) / unidad ) / unidad vol.vol.Si vida estrellas > edad Galaxia (Si vida estrellas > edad Galaxia (tt1) (1) (mm < 0.85 M< 0.85 M ))

SalpeterSalpeter (1955) (1955) →→ xx = 1.35= 1.35 (0.4 (0.4 MM < < mm < 10 < 10 MM ))MillerMiller & & ScaloScalo (1979):(1979):

0.250.25 0.4 0.4 MM < < mm < 10 < 10 MM1.01.0 1.0 1.0 MM < < mm < 2.0 < 2.0 MM1.31.3 2.0 2.0 MM < < mm < 10 < 10 MM2.32.3 10 10 MM < < mm < 50 < 50 MM

)1(0)( xmm +−= φφ

∫ Ψ≈Ψ=1

0 1)(d )()()(t

tmttmmn φφ

x


Universalidad de la IMFUniversalidad de la IMF ((¿¿dependencia con entorno, t, Z?)dependencia con entorno, t, Z?)No existe ningNo existe ningúún motivo a priorin motivo a prioriLas variaciones en la Galaxia pueden ser despreciables al promedLas variaciones en la Galaxia pueden ser despreciables al promediariarObservaciones en galaxias cercanas Observaciones en galaxias cercanas →→ ¿¿IMF constante?IMF constante?No existen evidencias claras en contraNo existen evidencias claras en contraMerece la pena investigar que cambios Merece la pena investigar que cambios

producirproduciríía una variacia una variacióón de la IMFn de la IMF

FunciFuncióón inicial de masasn inicial de masas

DisminuciDisminucióón de la IMF para m < 0.25 Mn de la IMF para m < 0.25 M (poca (poca masa en estrellas muy poco masivas, < 0.1 Mmasa en estrellas muy poco masivas, < 0.1 M ))VariaciVariacióón con el entornon con el entorno (aumento de (aumento de MMcrcr con SFR)con SFR)IMF IMF muy universal para masas altasmuy universal para masas altasDisminuciDisminucióónn de la IMF de la IMF parapara m = m = 0.7 M0.7 M (la forma (la forma de la IMF entre 0.85 y 2 Mde la IMF entre 0.85 y 2 M depende de la SFRdepende de la SFR))IMF IMF bimodalbimodal (los picos dependen del entorno). En (los picos dependen del entorno). En campo se forman mcampo se forman máás estrellas de baja masa?, en s estrellas de baja masa?, en ccúúmulos el mmulos el mááximo estximo estáá en 1 Men 1 MVariaciVariacióónn con la metalicidadcon la metalicidad

Scalo (1986)


FunciFuncióón inicial de masasn inicial de masasKroupaKroupa (2000)(2000)

Nuevas pendientes y rangos de masasNuevas pendientes y rangos de masasImportante tener en cuenta las variaciones estadImportante tener en cuenta las variaciones estadíísticassticas

LLíímites de masas mites de masas mmss < < mm < < mmuu

Objetos no luminososObjetos no luminosos mmll < < mm < < mmss

((mmll, , mmss, , mmuu) = (0.05, 0.08, 75) M) = (0.05, 0.08, 75) Mmmuu →→ afecta a poblaciones muy jafecta a poblaciones muy jóóvenesvenesmmll →→ afecta a la relaciafecta a la relacióón n MM//LL y al material disponibley al material disponible

∫ +−− =u

l

m

m

x mm d )1(10φ


Ritmo de formaciRitmo de formacióón estelar (SFR)n estelar (SFR)

Factor esencialFactor esencial (forma de la galaxia, colores, evoluci(forma de la galaxia, colores, evolucióón qun quíímica)mica)Si la galaxia es un sistema cerrado de masa Si la galaxia es un sistema cerrado de masa MM00

Valores observacionalesValores observacionales::Vecindad solarVecindad solar: : ΨΨ = 10 M= 10 M pcpc--22 GaGa--11

Otras galaxiasOtras galaxias::ObservaciObservacióón de estrellas brillantesn de estrellas brillantesLLííneas de emisineas de emisióón (Hn (Hαα, H, Hββ; fotones Lyman); fotones Lyman)Colores integrados (modelos de sColores integrados (modelos de sííntesis)ntesis)Luminosidad infrarrojaLuminosidad infrarroja

DifDifíícil prediccicil prediccióón ten teóóricarica ((ejej: : LyndenLynden--BellBell 1979)

∫∞

=0 0d )( Mttψ

1979)

),,,,/,,,( ssTssg ZcVwc ρρψψ BΩ=


Ritmo de formaciRitmo de formacióón estelar (SFR)n estelar (SFR)

ParametrizaciParametrizacióónnSFR constanteSFR constante (Bruzual 1983)(Bruzual 1983)durante durante ττSFR exponencialSFR exponencial (Bruzual 1983)(Bruzual 1983)Decrece al consumirse el gas, si t Decrece al consumirse el gas, si t >> >> ττ →→ SFR nulaSFR nulaCaracterizada por Caracterizada por νν (fracci(fraccióón de Mn de M00en estrellas despuen estrellas despuéés de 1 Ga, sin s de 1 Ga, sin reciclaje del gas)reciclaje del gas)SFR retardadaSFR retardada (Bruzual y (Bruzual y Kron1980)Kron1980)Gas inicial de baja densidadGas inicial de baja densidadSFR instantSFR instantááneanea, , ττ →→ 00

⎟⎠⎞

⎜⎝⎛−=

⎟⎠⎞

⎜⎝⎛−−=

⎟⎠⎞

⎜⎝⎛−=

≤≤=

ττττψ

τν

τττψ

ττ

τψ

tMt

tMt

tMt

expt ),(

Ga 1exp1

exp ),(

0 ),(

0

0

0

τ ≡ escala de tiempo para la evolución galáctica


Esquema analEsquema analíítico de la stico de la sííntesisntesisDiscretizaciDiscretizacióónn del espectro de masasdel espectro de masas segsegúún trazas evolutivas n trazas evolutivas mmjj ((jj = 1,...,= 1,...,nn); ); mmjj > > mmjj+1+1

Masa de gas transformada en estrellasMasa de gas transformada en estrellas desde desde tt = 0 a = 0 a tt::

NNúúmero de estrellas con masa mero de estrellas con masa mmjj::

EvoluciEvolucióón estelarn estelar: La estrella con : La estrella con mmjj tiene i (tiene i (ii = 1 ,= 1 ,……,,kkjj) estados evolutivos) estados evolutivosEn i permanece desde En i permanece desde TTii hasta hasta TTii+1+1 (desde nacimiento) (desde nacimiento) →→ Para contribuir ha de Para contribuir ha de haberse formado entre haberse formado entre t t -- TTii+1+1 y y t t -- TTii (si (si tt < < TTii no existe)no existe)NNúúmero de estrellas con masa mero de estrellas con masa mmjj en el estado en el estado ii en el instanteen el instante tt::

∫=∆t

tttM0

d )(),0( ψ

2/112

2/111

)1(0

)( , )(

d ),0( ),( 2

1

jjjj

m

m

x

mmmmmm

mmtMtjN

+−

+−

==

∆= ∫φ

ii

i

i

m

m

x

TttTttTt

TtdmmttMtijN

−=−=

⎪⎩

⎪⎨⎧

<

>∆=

+

+−∫

211

)1(210

,),0max( con0

),( ),,(

2

1

φ


Esquema analEsquema analíítico de la stico de la sííntesisntesis→→ ParParáámetros integrados de la poblacimetros integrados de la poblacióón compuestan compuestaSi Si SS((jj,,ii) es la distribuci) es la distribucióón espectral de energn espectral de energíía de las estrellas de masa a de las estrellas de masa mmjj

en el estado evolutivo en el estado evolutivo iiEspectro sintEspectro sintéético en el instante tico en el instante tt::

Dos estrategias:Dos estrategias:SSííntesis espectralntesis espectral

SSííntesis de ntesis de ííndices de intensidad de lndices de intensidad de lííneasneas

∫∫

⋅⋅

⋅⋅⋅=

λ∆

λ∆

t

l

t

l

m

m

m

m

dmtmFtmN

dmtmFtmNtmII])M/H[,,(),(

])M/H[,,(),(])M/H[,,(

ref

refSSP

∑∑==

=jk

i

n

jc ijStijNtS

11

),(),,()(

∫ ∆=2

1

])/[,,( ),( ])/[,,(])/[,(m

mref dmHMtmFtmNHMtmSHMtS λλλ


Ingredientes: Trazas evolutivasIngredientes: Trazas evolutivasCaracterCaracteríísticas:sticas:

Calidad y completitudCalidad y completitud (cubrimiento de todo el espacio de par(cubrimiento de todo el espacio de paráámetros)metros)OvershootingOvershootingPPéérdida de masardida de masaNuevas opacidadesNuevas opacidadesRitmos de reacciones nuclearesRitmos de reacciones nuclearesInclusiInclusióón de todas las fases evolutivasn de todas las fases evolutivas ((prepre--SP, HB, AGB, postSP, HB, AGB, post--AGB)AGB)

Isocronas de Isocronas de YaleYale (1987(1987……))Amplio rangoAmplio rango en metalicidaden metalicidadAutoconsistentesAutoconsistentesDesde la SP hasta la RGDesde la SP hasta la RG

VandenbergVandenberg (1980(1980…….).)Muy fiablesMuy fiables (contrastadas con c(contrastadas con cúúmulos estelares)mulos estelares)PequePequeñño rango en metalicidad y masaso rango en metalicidad y masas

MaederMaederEstrellas masivasEstrellas masivas


Ingredientes: Trazas evolutivasIngredientes: Trazas evolutivasGrupo de Grupo de PadovaPadova ((BertelliBertelli et al., et al., BressanBressan et al., et al., GirardiGirardi et al. 2000et al. 2000))

MM: 0.6 : 0.6 –– 120 M120 MZZ: 0.0001, 0.0004, 0.004, 0.008, : 0.0001, 0.0004, 0.004, 0.008, 0.020.02, 0.05, 0.1, 0.05, 0.1Opacidades de Iglesias, Opacidades de Iglesias, overshootingovershooting, p, péérdida de masardida de masaDesde la ZAMS hasta la igniciDesde la ZAMS hasta la ignicióón del n del CC (M alta) (M alta) o el principio de la AGB o el principio de la AGB pulsantepulsante (M intermedia y peque(M intermedia y pequeñña)a)

Grupo de Ginebra Grupo de Ginebra ((SchallerSchaller, , SchaererSchaerer, , CharbonnelCharbonnel, , MeynetMeynet, , MaederMaeder))

MM: 0.8 : 0.8 –– 120 M120 MZZ: 0.001, 0.004, 0.008, : 0.001, 0.004, 0.008, 0.020.02, 0.04, 0.04Opacidades de Iglesias, Opacidades de Iglesias, overshootingovershooting, , ppéérdida de masardida de masaDesde la ZAMS hasta el final de la Desde la ZAMS hasta el final de la combusticombustióón del Cn del C. WR incluidas. WR incluidas

Diferencias en los resultados:Diferente tratamiento de algunos

parámetros

Pérdida de masa

Diferencias en los últimos estadios

(ver Charlot et al. 1996)


Ingredientes: LibrerIngredientes: Libreríías estelaresas estelaresEl El ééxito de los modelos depende de la completitud y caracterxito de los modelos depende de la completitud y caracteríísticas sticas de la librerde la libreríía estelara estelarSpinradSpinrad (1962), (1962), SpinradSpinrad & Taylor (1971):& Taylor (1971): EspectrofotometrEspectrofotometrííaaGunnGunn & & StrykerStryker (1983)(1983)

175 estrellas175 estrellasRango espectral 3180Rango espectral 3180--10800 10800 ÅÅ. . ResoluciResolucióónn 2020--40 40 ÅÅ

Jacoby et al. (1984) (Kit Peak)Jacoby et al. (1984) (Kit Peak)161 estrellas de metalicidad solar161 estrellas de metalicidad solarRango espectral 3510Rango espectral 3510--7427 7427 ÅÅ. . ResoluciResolucióónn 4.5 4.5 ÅÅ

Pickles (1985)Pickles (1985)200 estrellas agrupadas en 48 grupos estelares200 estrellas agrupadas en 48 grupos estelaresRango espectral 3600Rango espectral 3600--10000 10000 ÅÅ. . ResoluciResolucióónn 1616--17 17 ÅÅMetalicidad solar Metalicidad solar exceptoexcepto algunasalgunas gigantesgigantesAmpliadaAmpliada en en Pickles (1998):Pickles (1998): 131 131 estrellasestrellas en 1150en 1150--25000 25000 ÅÅ ((compilacicompilacióónn de de diferentesdiferentes fuentesfuentes))


Ingredientes: LibrerIngredientes: Libreríías estelaresas estelaresLa librerLa libreríía estelar de Lick/IDSa estelar de Lick/IDS (Gorgas et al. 1993, (Gorgas et al. 1993, WortheyWorthey et al. 1994)et al. 1994)

425 estrellas en un 425 estrellas en un rango amplio de metalicidadesrango amplio de metalicidades (incluye c(incluye cúúmulos)mulos)Rango espectral 4100Rango espectral 4100--6300 6300 ÅÅ. . ResoluciResolucióónn 88--11 11 ÅÅUsadaUsada parapara calibrarcalibrar ííndicesndices de de intensidadintensidad de de llííneasneas21 21 ííndicesndices de de intensidadintensidad de de llííneasneasSistemaSistema de de referenciareferencia desdedesde 19801980No No estestáá calibradacalibrada en en flujoflujo


CalibraciCalibracióón de n de ííndices de intensidad de ndices de intensidad de lineaslineasCalibraciCalibracióón n polinpolinóómicamica en funcien funcióón de los parn de los paráámetros atmosfmetros atmosfééricos ricos estelares (Temperatura efectiva, gravedad superficial, metalicidestelares (Temperatura efectiva, gravedad superficial, metalicidad)ad)

Mg2 = exp [-6.705

+ 2.5736 (V-K)

+ 0.19790 (log g)

+ 0.038509 (log g)2

- 0.017018 (log g) (V-K)

- 0.27692 (V-K)2

+ 0.39669 (Z)

- 0.09902 (Z)2

+ 0.042443 (Z) (V-K)]


CalibraciCalibracióón de n de ííndices de intensidad de ndices de intensidad de lineaslineas

CalibraciCalibracióón de la discontinuidad en 4000n de la discontinuidad en 4000ÅÅ ((GorgasGorgas et al. 1999)et al. 1999)

Tef desde 2747 a 21860 K (θ = 5040/Tef)

log g desde 0 hasta 5.12

[Fe/H] desde -2.70 hasta 0.46


Ingredientes: LibrerIngredientes: Libreríías estelaresas estelaresOtras librerOtras libreríías empas empííricasricas::

RoseRose (1985): rango azul(1985): rango azulSilva & Silva & CornellCornell (1992): 72 grupos estelares con resoluci(1992): 72 grupos estelares con resolucióón de 11 n de 11 ÅÅSeroteSerote Ross et al. (1996): 21 Ross et al. (1996): 21 estrellasestrellas con con resoluciresolucióónn de 1.25 de 1.25 ÅÅJonesJones (1996):(1996):

684 estrellas. Buen cubrimiento de par684 estrellas. Buen cubrimiento de paráámetros atmosfmetros atmosfééricosricos38203820--5460 5460 ÅÅ en dos en dos rangosrangos. . ResoluciResolucióónn 1.8 1.8 ÅÅ

PrugnielPrugniel & & SoubiranSoubiran (2001): 709 (2001): 709 estrellasestrellas ((espectrosespectros echelleechelle, 0.1, 0.1--0.2 0.2 ÅÅ))Cenarro et al. (2001Cenarro et al. (2001--2003): 706 2003): 706 estrellasestrellas en el IR en el IR cercanocercano (~8500 (~8500 ÅÅ))Le Le BorgneBorgne et al. (2003) et al. (2003) STELIBSTELIB

249 249 estrellasestrellas32003200--9500 9500 ÅÅ con con resoluciresolucióónn de 3 de 3 ÅÅ

+ + MuchasMuchas librerlibrerííasas en en otrosotros rangosrangos espectralesespectrales (UV, IR)(UV, IR)LibrerLibrerííasas teteóóricasricas ((modelosmodelos de de atmatmóósferassferas):):

ModelosModelos de de atmatmóósferassferas de de KuruczKurucz (1979, 1992)(1979, 1992)AmpliaciAmpliacióónn parapara estrellasestrellas frfrííasas: : LejeuneLejeune et al. (1996et al. (1996--97)97)AmpliaciAmpliacióónn parapara estrellasestrellas masivasmasivas: Scherer et al. (1996), : Scherer et al. (1996), SchumutzSchumutz et al et al (1996)(1996)BaSeLBaSeL ((KuruczKurucz 1995, 1995, BessellBessell et al. 1989et al. 1989--1991, 1991, FluksFluks et al. 1994, Allard & et al. 1994, Allard & HauschildHauschild


MILESMILES: : MMidid--resolutionresolution IINT NT LLibraryibrary ofofEEmpiricalmpirical SSpectrapectra ((MILMIL ESEStrellastrellas))

SSááncheznchez--BlBláázquez et al. (2004)zquez et al. (2004)1003 estrellas1003 estrellas3500 3500 –– 7500 7500 ÅÅ. . ResoluciResolucióónn 1.8 1.8 ÅÅCalibradaCalibrada en en flujoflujoExcelenteExcelente cubrimientocubrimiento de de parparáámetrosmetros atmosfatmosfééricosricos


Cubrimiento de parCubrimiento de paráámetros atmosfmetros atmosfééricosricosLickSTELIBMILES

Enanas Enanas Enanas

Gigantes Gigantes Gigantes

Poblaciones jóvenes Predicciones de [M/H]=0.2 IMF extrema


Primeros modelos de sPrimeros modelos de sííntesis evolutivantesis evolutivaTinsleyTinsley y y GunnGunn (1976):(1976):

DiscusiDiscusióón de los parn de los paráámetros metros Importancia de la IMF (Importancia de la IMF (¿¿xx?)?)

TinsleyTinsley (1978):(1978):Primeros modelos bPrimeros modelos báásicos sicos Efectos de la metalicidadEfectos de la metalicidad

GunnGunn et al. (1981)et al. (1981)Datos Datos espectrofotomespectrofotoméétricostricos de estrellas y galaxiasde estrellas y galaxiasIsocronas y estrellas de diferentes metalicidades (en la GB)Isocronas y estrellas de diferentes metalicidades (en la GB)Resultados:Resultados:

Las galaxias elLas galaxias elíípticas estpticas estáán dominadas por una poblacin dominadas por una poblacióón vieja y rica en n vieja y rica en metalesmetalesPunto de giro de la SP en BPunto de giro de la SP en B––V = 0.80 (mV = 0.80 (máás rojo que en modelos emps rojo que en modelos empííricos)ricos)Edad 9 Edad 9 -- 14 14 GaGa, 0.03 < , 0.03 < ZZ < 0.05 (< 0.05 (ZZ = 0.02), = 0.02), xx ≤≤ 11Hace falta una Hace falta una contribucicontribucióón significativa de estrellas mn significativa de estrellas máás calientess calientes

No son estrellas azules de la rama horizontalNo son estrellas azules de la rama horizontalPodrPodríían ser estrellas jan ser estrellas jóóvenesvenes


Modelos de Bruzual (1983)Modelos de Bruzual (1983)SSííntesis espectralntesis espectralAmplio rango espectralAmplio rango espectral (espectros en el UV)(espectros en el UV)Esquema analEsquema analíítico esttico estáándar (SFR ndar (SFR ctecte y y expexp))SSóólo metalicidad solarlo metalicidad solar (no evoluci(no evolucióón qun quíímica)mica)ComparaciComparacióón con espectro de En con espectro de E::

El comportamiento en el UV se reproduce mejor El comportamiento en el UV se reproduce mejor con con algo de formacialgo de formacióón estelar actualn estelar actual (SFR exp.)(SFR exp.)PodrPodríían ser estrellas azules HB (sin trazas)an ser estrellas azules HB (sin trazas)

Predicciones tePredicciones teóóricas de galaxias a alto ricas de galaxias a alto redshiftredshiftEspectros de galaxias brillantes de cEspectros de galaxias brillantes de cúúmulosmulosDiscontinuidad en 4000 Discontinuidad en 4000 ÅÅ + + colorescolores

SFR cte, τ = 1 Ga

SFR exp, ν = 0.7 Ga

⇒ Grandes incertidumbresMejores modelos. SFR exp. con ν = 0.5, 0.6 y 0.7


Modelos de Modelos de ArimotoArimoto y y YoshiiYoshii (1986(1986--1987)1987)ModelosModelos con con evolucievolucióónn ququíímicamicaArimotoArimoto y Yoshii (1986)y Yoshii (1986)

AumentoAumento de la metalicidad de la metalicidad debidodebido a la a la eyeccieyeccióónn de gas de gas enriquecidoenriquecidoModelosModelos menosmenos detalladosdetallados ((evolucievolucióónn fotomfotoméétricatrica: U,: U,……,K),K)SensibilidadSensibilidad de de loslos colorescolores a a ZZ ((exceptoexcepto V V -- K)K)DescripciDescripcióónn analanalííticatica: : VariaciVariacióónn de de loslos colorescolores con t en con t en modelosmodelos con con diferentesdiferentes SFR, IMF y SFR, IMF y edadedad

PequePequeññoo rangorango de SFR, IMF compatible con de SFR, IMF compatible con colorescolores observadosobservadosInfluenciaInfluencia importanteimportante de de gigantesgigantes viejasviejas con con bajabaja metalicidadmetalicidad

ArimotoArimoto y Yoshii (1987)y Yoshii (1987)IncorporaciIncorporacióónn de de vientosvientos de SN (barren el gas de SN (barren el gas enriquecidoenriquecido):):

Las Las elelíípticaspticas son son poblacionespoblaciones compuestascompuestas ((--2.4 2.4 ≤≤ [Fe/H] [Fe/H] ≤≤ +0.9)+0.9)EdadesEdades similaressimilares parapara laslas EE’’s (10s (10--15 15 GaGa) con ) con diferentesdiferentes metalicidades mediasmetalicidades medias

ModelosModelos mmááss realistasrealistas peropero::SSóólolo colorescoloresPequePequeññoo rangorango espectralespectralDifDifíícilcil evolucievolucióónn de de estrellasestrellas con metalicidades no con metalicidades no solaressolares


Modelos de Bruzual y Charlot (1993)Modelos de Bruzual y Charlot (1993)

AmplioAmplio rangorango espectralespectral: del UV : del UV extremoextremo al IR al IR mediomedio (5(5ÅÅ –– 2.52.5µµm)m)Mayor cobertura del plano colorMayor cobertura del plano color--magnitudmagnitudInclusiInclusióón de estrellas postn de estrellas post--AGB (PN, WD)AGB (PN, WD)Trazas evolutivas de Trazas evolutivas de MaederMaeder & & MeynetMeynet (1989) + estrellas (1989) + estrellas evolucionadasevolucionadasIsocronas teIsocronas teóóricas:ricas: brotes instantbrotes instantááneos de formacineos de formacióón estelarn estelar (sin (sin dispersidispersióón en edad)n en edad)

⇒⇒ Distribuciones de energDistribuciones de energíía de poblaciones estelares cercanas (ej. a de poblaciones estelares cercanas (ej. ccúúmulos de las MC) con un amplio rango de edadesmulos de las MC) con un amplio rango de edades

ConvoluciConvolucióónn con SFRcon SFR ⇒⇒ AplicaciAplicacióón a galaxias (IMF de Salpeter).n a galaxias (IMF de Salpeter).Se encuentra la SFR y edad que minimiza las diferenciasSe encuentra la SFR y edad que minimiza las diferencias

Se reproducen espectros de elSe reproducen espectros de elíípticas, espirales e irregularespticas, espirales e irregularesPara algunas Es se encuentra formaciPara algunas Es se encuentra formacióón estelar residual o un segundo n estelar residual o un segundo brotebrote

Problema: No se incluye el efecto de la metalicidadProblema: No se incluye el efecto de la metalicidad


Modelos de Bruzual y Charlot (1993)Modelos de Bruzual y Charlot (1993)EvoluciEvolucióónn espectralespectral de un de un brotebrote instantinstantááneoneo y y unauna SFR SFR constanteconstante

*’s azules SP

SG rojas masivas

*’s AGB (UV↓)

*’s GB (R↑)

post-AGB (UV↑)


Modelos de Bruzual y Charlot (1993)Modelos de Bruzual y Charlot (1993)AjustesAjustes parapara galaxiagalaxia elelíípticaptica e irregulare irregular

SFR cte, τ = 1 Ga, edad 13 Ga SFR cte, edad 1 Ga, ¿UV?


Modelos de Bruzual y Charlot (1993)Modelos de Bruzual y Charlot (1993)ContribuciContribucióónn relativarelativa de de estrellasestrellas

¿No es necesaria formación estelar reciente?


GISSEL96GISSEL96--0202GGALAXY ALAXY IISOCHRONE SOCHRONE SSYNTHESIS YNTHESIS SSPECTRAL PECTRAL EEVOLUTION VOLUTION LLIBRARY IBRARY (Bruzual y Charlot)(Bruzual y Charlot)

Modelos de referenciaModelos de referenciaBrotes instantBrotes instantááneos y compuestosneos y compuestosIsocronas de Isocronas de PadovaPadovaSin evoluciSin evolucióón qun quíímica (pero mica (pero con con diferentes metalicidadesdiferentes metalicidades))Diferentes IMFDiferentes IMF’’s y librers y libreríías estelares as estelares (emp(empííricas y tericas y teóóricas)ricas)PredicciPrediccióón de colores e n de colores e ííndices de ndices de intensidad de lintensidad de lííneasneas

Ver degeneraciVer degeneracióón edadn edad--metalicidad en la metalicidad en la evolucievolucióón temporal de colores e n temporal de colores e ííndices:ndices:

B B –– V = 0.7 se consigue conV = 0.7 se consigue conZZ = = ZZ edad 1 Gaedad 1 GaZZ = 0.02 = 0.02 ZZ edad 16 Gaedad 16 Ga


Modelos de Modelos de WortheyWorthey (1994)(1994)Primera predicciPrimera prediccióón de n de ííndices de intensidad de lndices de intensidad de lííneas (sistema de Lick/IDS)neas (sistema de Lick/IDS)Brotes instantBrotes instantááneosneos


ComparaciComparacióón de modelosn de modelosVer Ver Charlot, Charlot, WortheyWorthey & & BressanBressan (1996)(1996)Existen Existen discrepancias en coloresdiscrepancias en colores debidas a:debidas a:

Diferencias en las trazas evolutivasDiferencias en las trazas evolutivasRelaciRelacióón colorn color--TTefef para estrellas frpara estrellas frííasasLibrerLibreríías estelaresas estelares

Los Los errores terrores tíípicospicos son:son:35% en edad para Z fija35% en edad para Z fija25% en Z para edad fija25% en Z para edad fija


Modelos para galaxias con formaciModelos para galaxias con formacióón estelar activan estelar activaSTARBURST99STARBURST99 ((LeithererLeitherer et al.)et al.)http://webast.ast.obshttp://webast.ast.obs--mip.fr/starburst99/mip.fr/starburst99/

Trazas de Ginebra, librerTrazas de Ginebra, libreríías teas teóóricas y ricas y semiempsemiempííricasricas..Incluye el continuo nebular, WR, lIncluye el continuo nebular, WR, lííneas de emisineas de emisióón, SN, pn, SN, péérdida de masardida de masa

http://webast.ast.obs-mip.fr/starburst99/


+ Modelos+ ModelosBuzzoniBuzzoni (1989, 1995)(1989, 1995)BressanBressan, , ChiosiChiosi, , Fagoto,TantaloFagoto,Tantalo (1994(1994--2004)2004)

Modelos con evoluciModelos con evolucióón qun quíímicamicaÍÍndices de intensidad de lndices de intensidad de lííneas y coloresneas y colores

PPÉÉGASEGASE ((PProject droject d’’ÉÉtude des tude des GAGAlaxies par laxies par SSynthynthèèse se ÉÉvolutive), volutive), (Fuoc & Rocca(Fuoc & Rocca--Volmerange et al.Volmerange et al.

http://webast.ast.obshttp://webast.ast.obs--mip.fr/starburst99/mip.fr/starburst99/Trazas de Trazas de PadovaPadovaLibrerLibreríía a semiempsemiempííricarica de de LejeuneLejeune et al. (et al. (BaSeLBaSeL))Desde el UV hasta el IR cercanoDesde el UV hasta el IR cercanoModelos con evoluciModelos con evolucióón qun quíímicamicaIncluye el papel del gas, emisiIncluye el papel del gas, emisióón nebular, extincin nebular, extincióón, etc.n, etc.Poblaciones simples y escenarios mPoblaciones simples y escenarios máás complejoss complejosAplicados a todo tipo de galaxiasAplicados a todo tipo de galaxias

+ Modelos m+ Modelos máás especs especííficos para poblaciones jficos para poblaciones jóóvenesvenes

http://webast.ast.obs-mip.fr/starburst99/


Modelos de Vazdekis et al. (1996)Modelos de Vazdekis et al. (1996)Isocronas de Isocronas de PadovaPadovaIncluye las Incluye las funciones de ajuste para intensidad de lfunciones de ajuste para intensidad de lííneasneasExperimenta con Experimenta con evolucievolucióón qun quíímicamica para intensidades de lpara intensidades de lííneasneas


Modelos de Vazdekis (1999)Modelos de Vazdekis (1999)SSííntesis espectralntesis espectral a una resolucia una resolucióón de 2 n de 2 ÅÅUtiliza la Utiliza la librerlibreríía estelar de a estelar de JonesJones (1996)(1996)Los modelos son puestos en el sistema de las galaxias, y no al Los modelos son puestos en el sistema de las galaxias, y no al contrario (como en modelos previos)contrario (como en modelos previos)

Diferencias entre las predicciones usando funciones de ajuste y síntesis espectral

síntesis espectralfunciones de ajuste

[Fe/H] = +0.2[Fe/H] = 0[Fe/H] = -0.4[Fe/H] = -0.7


Modelos de Vazdekis (1999)Modelos de Vazdekis (1999)Ajustes a espectros observadosAjustes a espectros observados (galaxia el(galaxia elííptica NGC 3379 y ptica NGC 3379 y ccúúmulo globular NGC 6624)mulo globular NGC 6624)

Nótese la sobreabundancia de Mg frente a Fe

MgFe

Fe


Vazdekis y Vazdekis y ArimotoArimoto (1999)(1999)Un Un nuevo nuevo ííndice estrecho centrado en Hndice estrecho centrado en Hγγ muy muy sensible a la edad e insensible a la metalicidadsensible a la edad e insensible a la metalicidadDiferentes definiciones dependiendo de la dispersiDiferentes definiciones dependiendo de la dispersióón n de velocidadesde velocidadesRequiere S/N muy alta (Requiere S/N muy alta (~ ~ 300) y una calibraci300) y una calibracióón n excelenteexcelenteLas galaxias elLas galaxias elíípticas exhiben un rango de edadespticas exhiben un rango de edades


Vazdekis et al. (2003)Vazdekis et al. (2003)SSííntesis espectral en la zona del ntesis espectral en la zona del triplete del Catriplete del Ca ((~8500 ~8500 ÅÅ))EmpleaEmplea librerlibrerííaa estelarestelar de Cenarro et alde Cenarro et al. (2001). (2001)El El CaTCaT eses especialmenteespecialmente sensible a la sensible a la pendientependiente de la IMFde la IMF

Efecto de la IMF (Efecto de la IMF (UnimodalUnimodal))0.3

3.33.3

Efecto de la metalicidadEfecto de la metalicidadµµ=2.8=2.8


Bruzual y Charlot (2003)Bruzual y Charlot (2003)SSííntesis espectral de 3200 a 9500 ntesis espectral de 3200 a 9500 ÅÅ a a unauna resoluciresolucióónn de 3 de 3 ÅÅ (y (y desdedesde 91 91 ÅÅ a 160 a 160 µµm a m a menor resolucimenor resolucióón)n)Utiliza la Utiliza la librerlibreríía estelar STELIBa estelar STELIB, , PicklesPickles y y BaSeLBaSeL (te(teóórica)rica)Isocronas de Isocronas de PadovaPadova (1994), pero no (1994), pero no PadovaPadova (2000)(2000)Amplio rango de edades (de 10Amplio rango de edades (de 1055 a 2x10a 2x101010 aañños) y os) y metalicidadesmetalicidadesIncorpora nuevos avances en evoluciIncorpora nuevos avances en evolucióón estelar (incluyendo estrellas AGB en la fase n estelar (incluyendo estrellas AGB en la fase ttéérmicamente pulsante)rmicamente pulsante)ComprobaciComprobacióón de las isocronas con diagramas colorn de las isocronas con diagramas color--magnitud de cmagnitud de cúúmulosmulos


Bruzual y Charlot (2003)Bruzual y Charlot (2003)EvoluciEvolucióón de un brote de formacin de un brote de formacióón estelarn estelarAplicaciAplicacióón al ajuste de espectros del n al ajuste de espectros del SLOAN Digital SLOAN Digital SkySky SurveySurvey


Modelos de sModelos de sííntesis usando MILESntesis usando MILESVazdekis et al. (2004, en preparaciVazdekis et al. (2004, en preparacióón)n)De 3500 a 7500 De 3500 a 7500 ÅÅ con con unauna resoluciresolucióónn de 2de 2ÅÅPoblacionesPoblaciones estelaresestelares simples en simples en funcifuncióónn de la de la edadedad y metalicidady metalicidad


Modelos de sModelos de sííntesis usando MILESntesis usando MILESAjustes a espectros de galaxias elAjustes a espectros de galaxias elíípticas (Spticas (Sááncheznchez--BlBláázquez 2004)zquez 2004)Grandes posibilidades para el futuro (definiciGrandes posibilidades para el futuro (definicióón de nuevos n de nuevos ííndices de ndices de intensidad de lintensidad de lííneas, ajustes refinados a composicineas, ajustes refinados a composicióón de diferentes n de diferentes brotes, etc.)brotes, etc.)

5 – Síntesis Evolutiva de Poblaciones Estelares

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