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Capítulo 4. Determinación de la Metalicidad en estrellas de Tipo Vega 182 puntos consecutivos, es lo que llamamos el muestreo del espectro. A fin de poder comparar el espectro observado con el sintético mediante la estadística χ 2 , el muestreo de ambos espectros debe ser el mismo. Sin embargo, el muestreo en longitud de onda del espectro sintético es diferente al del observado. El muestreo del espectro sintético es constante (0.02 A en nuestro caso). Por otro lado, el muestreo del espectro observado corresponde al espaciamiento entre los “pixels’ del detector y a la función de longitud de onda vs. “pixel” del espectrógrafo REOSC. Luego, para poder comparar ambos espectros, el espectro observado debe ser remuestreado. Los espectros sintéticos presentan valores de intensidad entre 0 y 1, es decir se encuentran normalizados. Por otro lado, los espectros observados se encuentran afectados por la función “blaze” del espectrógrafo REOSC, la cual debe corregirse. Esta función, para cada orden echelle, tiene la forma de una campana. Los puntos que corresponden al centro de la campana, son los puntos que tienen una mayor relación S/N y por lo tanto la comparación debería “pesar” más intensamente esta región. Esto también se tomó en cuenta, y se utilizó como función de peso a la función de blaze de cada orden, dentro de la estadística χ 2 . Existen algunas regiones del espectro que son más convenientes que otras para comparar los espectros entre sí. Los intervalos de longitud de onda que cuentan con bajo número de líneas, deben evitarse ya que no aportan datos significativos para la comparación, y sólo contribuyen a aumentar el error. De este modo, la comparación entre el espectro sintético y el observado también toma en cuenta los criterios de clasificación espectral. Por ejemplo, se puede considerar una segunda función de peso, tal que no tome en cuenta las regiones con pocas líneas, y considere otras regiones tales como la línea K del CaII. El método arroja prácticamente los mismos resultados al variar fuertemente esta segunda “función peso”, lo que demuestra que la técnica es robusta, como podemos ver en la Figura 4.7. La gran cantidad de espectros que conforman la grilla, fuerza a utilizar algún criterio para determinar cuál es el espectro más parecido al observado. Si el número de espectros de la grilla fuese relativamente bajo, podríamos comparar el espectro observado con todos los espectros de la grilla, y determinar cuál es el más parecido. En nuestro caso, esto significaría realizar 625.000 comparaciones, lo cual implicaría tiempos prohibitivamente largos incluso con las PCs más rápidas (del orden de meses para un solo espectro observado). Por otro lado, no se busca un espectro de la grilla, sino más bien una interpolación dentro de la misma, razón por la cual desechamos
Capítulo 4. Determinación de la Metalicidad en estrellas de Tipo Vega 183 Figura 4.7: Comparación de un espectro observado (línea continua) y un espectro sintético (línea de puntos) derivado mediante la técnica de minimización de χ 2 de Downhill, y nuestra implementación del programa en Fortran. Los 3 paneles muestran 3 regiones distintas del espectro.
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Propiedades Físicas de Estrellas c
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Resumen En este trabajo, estudiamos
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y la presencia de planetas, podría
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Índice General 7 2.7. Polarimetrí
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Capítulo 1. Caracterización de Es
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