Carlos Allende Prieto

Espectroscopía estelar aplicada al estudio de la estructura, formación y evolución de la Vía Láctea

NGC 7331 IR Spitzer

Smith et al. (2004); imagen cortesía de NASA/JPL – Caltech/STScI

IRAS – ipac/CalTech

azul: 12 mverde: 60 mrojo: 100 m

Sí, pero la única en la que podemos hacer observaciones con mucha resolución y detalle

La Via Láctea, ¿una galaxia más?

Los estudios fotométricos permiten, ‘contando’ estrellas, analizar la estructura de la Galaxia

Con espectroscopía, se abren muchas posibilidades: cinemática, evolución química, cosmología de campo cercano

Es necesario observar grandes muestras de estrellas para

hacer progresos

La Vía Láctea tiene que encajar en las teorías de formación y evolución de galaxias

La Galaxia es un sistema estelar vasto y complejo.

Focos de atención1. Técnicas de análisis automatizado:

algoritmos rápidos, capaces de extraer toda la información en los espectros

2. Avances teóricos: NLTE y 3D3. Proyectos observacionales más

prometedores: SEGUE, APOGEE y Gaia

1 Análisis automatizados El volumen de datos lo requiere: SEGUE (106),

APOGEE (105), RAVE (106), Gaia (108 -109) La determinación de parámetros/abundancias con

métodos bien establecidos son tareas rutinarias. Nuestro tiempo (y el de nuestros estudiantes) está mejor invertido en mejorar la física de los modelos y la interpretación de los datos.

El objetivo principal es extraer toda la información contenida en las observaciones. Los metodos automáticos pueden incorporar simulaciones para estimar las incertidumbres y garantizan un tratamiento objetivo y homogéneo.

Problemas con las Técnicas tradicionales

Comprimen la información de una manera que no es óptima: de flujos a anchuras equivalentes. Ésto no es necesario

Buscán la solución parámetro a parámetro. Ésto no siempre funciona

Toman atajos, usando calibraciones externas (por ejemplo, fotométricas). Que los datos son consistentes se asume, no se demuestra

Confian en el buen juicio buen juicio del investigador para tomar decisiones. Inevitablemente, los resultados son inhomogéneos de proyecto en proyecto

Muchas de las técnicas convencionales de análisis espectroscópico no se pueden aplicar al caso de muy baja señal a ruido (Gaia RVS), o espectros con muy alta densidad de líneas (APOGEE/SDSS III)

De Proyecto a ProyectoCada catálogo espectroscópico es único

(resolución, cobertura espectral, señal/ruido,…)

Pero todos tienen mucho en común: los espectros son vectores con información sobre un pequeño grupo de parámetros

algoritmos/códigos generales

Abundancia de posibilidades

Métodos clásicos (gradiente): Newton, Nelder-Mead, Levenberg-Marquardt…

Algoritmos genéticos, metrópolisRedes neuronales……..¿Cúal es el mejor?

Muchos de estos ejemplos ya forman parte de los algoritmos integrados en SDSS/SEGUE

Plan

Implementar diferentes algoritmos en un mismo código o un número pequeño de códigos, eliminando repeticiones

Evitar las particularidades, concentrándose en las generalidades (por ejemplo, el número de dimensiones)

Utilizar un esquema modular que permita cambiar la física sin necesidad de tocar el código de análisis (bases de datos ‘teóricas’)

2- Avances teóricos

NLTE: modelos y códigosModelos de atmósfera

hidrodinámicos

NLTE - modelos atómicosBuena parte de los modelos atómicos ya

están preparados, pero es todavía necesario validarlos con observaciones (variación centro-limbo en el Sol, equilibrio de ionización/excitación, cúmulos, sistemas binarios/múltiples)

No es posible calcular correctamente solo uno de los siguientes elementos: flujos absolutos, poblaciones de los niveles

Ritmos de colisión requieren estudios minuciosos de la literatura

NLTE - 1DPendiente para estrellas de tipo tardío.

Esperamos efectos modestos, pero importante en estudios de precisión

NLTE-1D es un paso necesario hacia NLTE-3D (en muchos casos correcciones LTE-NLTE son similares en 1D y 3D)

Mejoras en Tlusty: estrategia mixta bloque LTE + iones NLTE, convergencia en presencia de convección

Modelos hidrodinámicosSecuencia lógica: el Sol (G2V), Proción

(F5IV), HIP 96100 (K0V)Asplund, Trampedach, Collet, Ludwig están

trabajando en mallas de modelos 3DEstas mallas no serán tan densas como las

que ahora se utilizan en 1D. Son necesarias nuevas estrategias

Trampedach (2007)

Modelos hidrodinámicosTenemos el mejor código en el mercado para

calcular el transporte radiativo 3D: el único capaz de trabajar con opacidades arbitrarias

No es ciencia ficción, en un periodo de 5-10 años los análisis estándar de abundancias químicas estarán basados en modelos 3D

Asuntos Urgentes (en 3D)

B y Be en el SolIsótopos de Ba en estrellas del haloEscala de temperatura en estrellas pobres en

metales utilizando flujos UV

3- Proyectos Observacionales

SEGUE: el disco grueso y el halo

APOGEE: el bulbo y el discoGaia

SEGUE: Sloan Extension for Galaxy Understanding and ExplorationSEGUE I-IIR=2000 cobertura espectral completa 380-800

nmFotometría ugriz para todos los objetosSDSS-I and II (SEGUE-I) ya han acumulado

medio millón de espectros estelares. SEGUE-II doblará este número en los dos próximos años

SEGUE

¡Ya hay s! Rotación del halo, gradientes de velocidad en el disco grueso

Confirmar (o no) la presencia de dos halos estelares en la Vía Láctea

Es posible determinar otras abundancias a partir de estos espectros: Na, Mg, Ca, C, O

Búsqueda de estructuras en el espacio de fases Distribuciones de metalicidad

APOGEE: Apache Point Observatory Galactic Evolution Experiment La extinción supone una barrera para los estudios ópticos de

las partes centrales de la Galaxia y zonas alejadas del disco Av/AH > 5 (además de ventaja con la extinción

atmosférica). Las gigantes rojas son muy brillantes en la banda H

R=22500, cobertura espectral: buena parte de la banda H 1.5-1.6 m

Fotometría JHK (2MASS) para todos los objetos Parte de SDSS-II, 100000 estrellas en 3 años (tiempo

brillante): 2011-2014

Allende Prieto et al. (2008)

APOGEE

Cinemática: velocidades radiales < 1 km/s (astrometría de Gaia poco después)

Distribucion de abundancias químicas en 3D (C, N, O, Mg, Si, Ca, Ti, Fe …). Todas las componentes galácticas en una única escala

Por primera vez, estudiar espectroscópicamente la barra, asi como los brazos espirales

Curva de rotación usando estrellas Distribución 3D de polvo en la Vía Lactea halo su

Gaia

Misión clave (cornerstone) de la Agencia Espacial Europea. El consorcio de análisis de datos de Gaia involucra varios cientos de astrónomos europeos

Mismo principio que Hipparcos, pero a mayor escala Astrometría (109 estrellas, precisión típica ~ 10 as)Fotometría 360-100 nm (109 estrellas, completo hasta

V~20)Espectroscopía de alta resolución 847-874 nm (108

estrellas, completo hasta V~17)

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GaiaDistancias con una precision < 1% para 10 millones de

estrellas (hasta 2.5 kpc)Espacio de fases completo hasta V~17 (x,y,z,Vx,Vy,Vz)Enlace directo con otros indicadores de distancia

(Cefeidas, RR Lyr)Función de luminosidad estelar (evolución, edades)2x105 enanas blancas104 exoplanetas105-106 asteroides

Espejos primarios de SiC1.45 0.50 m2 at 106.5°

Toro de SiC(banco óptico)

Sistema de controldel ángulo básico

Plano focal combinado

(CCDs)

Eje de rotación (6 h)

Figura cortesía de EADS-Astrium

Superposición de los dos campos

Plano focal

Movimiento de una estrella en 10 s

Campo total - área activa: 0.75 grados2

- CCDs: 14 + 62 + 14 + 12 - 4500 x 1966 píxeles (TDI) - tamaño de pixel = 10 x 30µm

= 59 mas x 177 mas

CCDs de astrometría

Fitóm

etro azul

Sky Mapper CCDs

104.26cm

Foteom

etro rojo

CCDs del espectrógrafo

(RVS)

Basic Angle

Monitor

Wave Front Sensor

Basic Angle

Monitor

Wave Front Sensor

Sky mapper - detección de fuentes puntuales hasta V~20 - identificación de cósmicos -discriminación del campo al que pertenece cada objeto

Fotometría - espectrofotómetro - CCDs rojas (RP) y normales (BP)Espectroscopía: - R=11500 - CCDs ‘rojas’

42.3

5cm

Cortesía de Alex Short (ESA)

Gaia RVSRVS cubre 847-874 nm con R=11500H, Ca, Ti, Fe… pero solo para las estrellas

más brillantes (V<11)Velocidades rad. (V<17)

Grvs S/R pixel Grvs S/R pixel

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Gaia RVSRVS dará abundancias para unos pocos

millones de estrellas en ~ 2017Sufrira los efectos de la extinción a 0.7 Ahora bien serán las mismas

estrellas para las que las paralajes y movimientos propios serán más precisas ((d)<1%)

Gaia no sufrira efectos de selección (no hay catálogo de objetos antes de su lanzamiento)

PerspectivasSEGUE-II: mejora de los análisis espectrales (teoría) y las

técnicas (extracción de abundancias de otros elementos además de Fe)

APOGEE: participacion intensa desde diseño. Coordinacion del grupo de análisis espectral. GAIA: preparación para la explotación científica del

catálogo final (2018)Además, excitantes horizontes para la espectroscopía de

resolución muy alta: participación del IAC en HARPS/Norte (WHT, 2010), Expresso (VLT), y CODEX (ELT)