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Boletín especial de la SEA

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Redshifts fotométricos

La energía emitida por una fuente astronómica en función de la longitud de onda recibe el nombre de Distribución Espectral de Energía o SED (de sus siglas en inglés). Estas distribuciones espectrales permiten no solo realizar una clasificación de las galaxias según sea su contenido estelar (qué tipo de estrellas), sino también conocer el estado evolutivo en el que se encuentran (qué estrellas dominan la emisión).

Un ejemplo sobre la variedad de tipos espectrales puede verse en la Figura 1, donde los tipos azules corresponderían a las galaxias con poblaciones estelares más jóvenes, y los tipos rojos a aquellas con poblaciones más viejas.
Observar la cantidad de energía lumínica emitida por una galaxia a través de una ventana espectral fija (un filtro) hace posible la estimación del contenido estelar a dicha longitud de onda. Cuando el proceso se repite muestreando diferentes rangos energéticos (distintos filtros) resulta posible inferir la SED de la fuente, generando lo que se conoce como foto-espectro o espectro de muy baja resolución. Un ejemplo que ilustra esta idea puede observarse en la Figura 2, donde los puntos representan cómo ALHAMBRA identifica el foto-espectro correspondiente a la SED de una galaxia (línea gris).

Dado que la luz de las galaxias lejanas tiene que viajar largos periodos de Tiempo por un Universo en continua expansión, las SEDs de las galaxias observadas se encuentran espectralmente desplazadas hacia mayores longitudes de onda, es decir, mostrando un corrimiento al rojo1 o redshift (de su término en inglés). Cuando se realiza un cartografiado profundo del Universo, cada galaxia observada se encuentra a una distancia concreta y, por lo tanto, mostrando un corrimiento al rojo diferente.

De manera que, para poder inferir la distancia de las galaxias observadas mediante conteo de fotones, se utiliza una técnica denominada corrimiento al rojo fotométrico o photometric redshifts (del término en inglés). La idea básica detrás de esta metodología reside en la comparación de las medidas procedentes del foto-espectro con una librería representativa de modelos de SED.

Asimismo, la comparación ha de contemplar no sólo los diferentes tipos de galaxias, sino también los posibles desplazamientos al rojo a los que podría encontrarse la misma. Por lo tanto, se trata de un análisis en un espacio bidimensional (tipo espectral - corrimiento al rojo), donde a cada galaxia observada se le asigna una probabilidad de encontrarse a una cierta distancia, según sea la bondad con la que se ajusten los datos observados a los modelos. Desde un punto de vista más técnico, podría decirse que la precisión del cálculo del corrimiento al rojo fotométrico depende fuertemente de tres factores observacionales: la resolución espectral, la cobertura y la precisión fotométrica.

Por una parte, la resolución espectral la definirá el sistema de filtros fotométricos empleado. De esta manera, cuanto mayor sea el número de filtros utilizados y menor su anchura, mayor será la fineza para mapear e identificar la SED de la fuente observada. Es importante resaltar que, cuando se observa una fuente a través de un filtro astronómico, toda la información espectral contenida en dicho intervalo de longitud de onda (como líneas de emisión ó líneas de absorción), queda colapsada a un sólo punto fotométrico centrado en la longitud de onda efectiva del filtro. De ahí que los sistemas de filtros de banda ancha tradicionales (U,B,V,g,R,I,z) sólo permitan inferir propiedades generales sobre el continuo de la SED, tales como la pendiente o saltos. Para aumentar la resolución espectral de sus medidas, ALHAMBRA escogió un sistema de filtros semi-estrechos, capaces de identificar líneas de emisión relativamente débiles (Figura 2).

Por otra parte, la cobertura fotométrica establecida (el rango en longitudes de onda observadas), establece el límite en el seguimiento de los rasgos espectrales de las galaxias. Como la ventana de observación es fija (definida por el sistema de filtros), y la SED se desplaza espectralmente según sea la distancia a la que se encuentre la galaxia, si la cobertura fotométrica no es adecuada puede provocar importantes perdidas (observacionales) de la información espectral, impidiendo por lo tanto, una identificación precisa e inequívoca de la misma.

                                                                                          Figura 1

De esta manera, para poder extender el estudio de las galaxias a mayores distancias cosmológicas, ALHAMBRA incorpora al sistema óptico una ventana observacional en el dominio del Infrarrojo donde, lógicamente, reaparecen dichos rasgos espectrales. Un ejemplo para ilustrar esta idea puede observarse en la Figura 3.
Finalmente, la precisión fotométrica resulta ser el elemento más delicado. Dado que tanto la estimación del tipo espectral de una galaxia como su distancia cosmológica depende de la identificación de su SED, es decir, de las variaciones de su energía emitida a cada longitud de onda, la identificación, cuantificación y posterior corrección de cualquier sesgo observacional que afecte dichas medidas resulta crítico. En particular, la variabilidad de las condiciones del cielo (el seeing), pueden artificialmente alterar las mediciones de una misma fuente observada en momentos distintos.

 

 

                                                                                                      Figura 2

En ALHAMBRA, para poder compensar dicho efecto, y así discernir qué diferencias en la SED correspondían a variaciones reales del contenido de poblaciones estelares, y no a meras variaciones observacionales, resultó necesario modelar la calidad de las observaciones mediante la generación de modelos de PSF (Point Spread Function, del inglés). Dichos modelos, derivados a partir de la selección de cientos de estrellas de campo, permitieron elaborar una fotometría de alta precisión con corrección de PSF. Un ejemplo de los modelos PSF de ALHAMBRA se pueden ver en la Figura 4.
Para poder cuantificar el grado de precisión del redshift fotométrico, resulta necesario comparar las estimaciones con una muestra control de galaxias que posean medidas espectroscópicas fiables de su redshift. Como muestra la Figura 5, los resultados de ALHAMBRA presentan una precisión altamente competitiva semejante a otros cartografiados cosmológicos como COSMOS o COMBO17. Basándose en este triple eje, gracias a un sistema fotométrico optimizado junto con una fotometría de alta precisión, es como ALHAMBRA-survey ha realizado un mapeo sistemático y minucioso para las más de 500.000 fuentes detectadas, con un error en la distancia inferida entorno a un 1.0-1.5%.

 

                                                                     Figura 3

NOTAS:
1Si bien es cierto que la velocidad peculiar de las galaxias cercanas (en un entorno local a la Vía Láctea) también puede producir un desplazamiento espectral de la SED, para el caso de las galaxias lejanas su efecto resulta despreciable en comparación con el producido por la propia expansión del Universo.

 

 

Figura 4

 

 

 

 

 

            Figura 5

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Alberto Molino
CSIC / Instituto de Astrofisica de Andalucia

 


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