Resumen de Galante: Photometric System and Galactic Plane Survey

Antonio Lorenzo Gutiérrez

• El trabajo plasmado en esta tesis se desarrolla dentro del proyecto GALANTE, el cual tiene como objetivo principal realizar un cartografiado fotométrico de una banda de 6º de anchura centrada en el disco galáctico norteño de la Vía Láctea de la vecindad solar, definido por δ ≥ 0º y |b| ≤ 3º. El sistema fotométrico GALANTE consta de 7 bandas que cubren el rango óptico desde los 3000 Å hasta los 9000 Å con el fin de optimizar la clasificación espectral y la determinanción de las variables físicas (Teff , log(g), [Fe/H] y extinción) para las estrellas observadas (Maíz Apellániz & Barbá, 2018a; Maíz Apellániz & Sota, 2008; Maíz Apellániz et al., 2014).

  GALANTE nace a partir de la iniciativa del observatorio de Javalambre del Centro de Estudios de Física del Cosmos de Aragón (CEFCA) en Teruel para desarrollar 2 proyectos astronómicos como lo son J-PLUS (Cenarro et al., 2019) y J-PAS (Benitez et al., 2014), con 2 telescopios de 80 cm y 250 cm respectivamente, abrió un nicho para la realización del proyecto GALANTE. El objetivo principal del proyecto J-PAS es cosmológico, buscando medir el espectro de las Oscilaciones de Bariones Acústicos (BAOs) mediante estimaciones fotométricas del redshift (Benitez et al., 2014), mientras que J-PLUS nació con la idea de hacer un cartografiado auxiliar para calibrar J-PAS (Cenarro et al., 2018). Ya que las observaciones para el proyecto J-PLUS no pueden realizarse en las noches de Luna llena y necesitan de una calidad de cielo elevada, se pensó en realizar el proyecto GALANTE centrado en la observación de estrellas brillantes del disco galáctico. Las observaciones para este proyecto se realizan en modo de cola, en las noches brillantes y/o con una nitidez de imagen inferior a la seleccionada por el proyecto J-PLUS. Los 7 filtros de este proyecto son una combinación de bandas intermedias y estrechas, de los cuales 4 son comunes con J-PLUS (F348M, F515N, F660N y F861M) y 3 son de diseño propio (F420N, F450N y F665N), customizados por el equipo de GALANTE. Esta selección de filtros componen un sistema óptimo para cumplir los objetivos propuesto por Maíz Apellániz (2017), pudiendo determinarse de manera óptima la temperatura efectiva para estrellas calientes, así como la gravedad y metalicidad (para las estrellas tardías más frías que 10 000 K). permitiéndonos discriminar entre gigantes, supergigantes, enanas y metalicidad solar o superior (SMC).

  Dentro del marco del proyecto GALANTE, en esta tesis nos hemos centrado en el estudio de la asociación de Cygnus OB2 ya que estos fueron los primeros datos completos que hemos tenido para la misma. Para ello, se ha descrito el sistema fotométrico GALANTE y su caracterización, con el fin de estudiar y conocer la particularidad de sus filtros. La disposición del filtro F348M nos pemite medir el contínuo del salto de Balmer, mientras que, combinado con los filtros F420N y F450N, podemos medir este salto desde ambos lados, pudiendo derivar así la temperatura efectiva de las estrellas. La banda que cubre el filtro F515N se situa en una zona libre de líneas, siendo este similar al V de Strömgren. Los filtros F660N y F665N se utilizan para medir el contínuo de Hα , estimando así la gravedad superficial de las estrellas, incluyendo las más calientes. Por último, el filtro F861M nos permite medir las líneas del triplete del calcio, sirviendo como filtro de detección de objetos.

  Tras esta descripción caracterización fotométrica de GALANTE, obtenemos las ecuaciones de transformación entre GALANTE y Sloan Digital Sky Survey (SDSS) (Fukugita et al., 1996; Smith et al., 2002) mediante fotometría sintética GALANTE a partir de los catálogos observacionales Next Generation Spectral Library (NGSL) (Gregg et al., 2006; Heap & Lindler, 2016) y MAW (Maíz Apellániz & Weiler, 2018). Con estas ecuaciones, usamos una pequeña región de Cygnus OB2 para obtener los puntos cero con una calibración preliminar usando el catálogo de SDSS por un lado y el ATLAS All-Sky Stellar Reference Catalog (RefCat2) (Tonry et al., 2018) por otro, concluyendo que la mejor calibración se obtiene con RefCat2 debido a su precisión interna y bajos errores sistemáticos (Lorenzo-Gutiérrez et al., 2019). Con la llegada y reducción de los primeros datos GALANTE, obtuvimos la fotometría instrumental de una pequeña región de Cygnus OB2, gracias al tratamiento previo de estas imágenes por parte del CEFCA y con un algoritmo creado en Python a partir de paquetes de IRAF con los cuales obtenemos el flujo de los objetos en las imágenes del T-80. Aquí obtenemos una calibración de puntos cero preliminar usando nuestras ecuaciones de transformación.

  De acuerdo con los objetivos de GALANTE, paralelamente elaboramos un algoritmo que fuese capaz de derivar los parámetros físicos estelares a partir de la fotometría GALANTE, al que llamamos MASTER (Monte Carlo Astrophysics Studio for galanTE colouRs), haciendo uso de 6 bandas normalizadas por la banda central F515N, utilizando como figura de mérito el estadístico χ2. Para probar cómo funciona nuestra metodología, hacemos unos tests con los catálogos de modelos de Kurucz (Castelli et al., 1997), TLUSTY (Lanz & Hubeny, 2003), Coelho (Coelho, 2014) and KOESTER (Koester, 2010) para analizar los errores sistemáticos e internos de MASTER. Además, utilizamos estos catálogos de modelos combinados, realizando un test con el catálogo observacional Next Generation Spectral Library (NGSL) y haciendo un análisis de los valores obtenidos para las variables físicas estelares de las estrellas que lo componen tras introducirlo en MASTER.

  Una vez habíamos estudiado el comportamiento de MASTER con el catálogo observacional NGSL, obtuvimos la fotometría de todos los campos observados para Cyg OB2, calibrando esta vez con un método más refinado, un total de 5.6 grados cuadrados en esta región, obteniendo un total de 6765 estrellas. Seguidamente, introducimos nuestro catálogo del Cisne en MASTER para derivar los parámetros físicos de esas estrellas. A la vista de los resultados obtenidos, tanto en los valores de χ2 como de temperaturas efectivas, repasamos la bibliografía en esta región, tanto espectrométricos como fotométricos. El uso del catálogo de Gaia DR2 (Evans et al., 2018; Gaia Collaboration et al., 2016, 2018) nos permite hacer uso de distancias con las que, además de permitirnos estudiar cómo se distribuye la extinción en nuestro cono de observaciones, podemos representar diferentes isocronas con las que llegar a obtener la edad de las estrellas que observamos y obtener interesantes resultados de su evolución.