Anteproyecto de Tesis Doctoral Sistemas de cúmulos ... - UNAM
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más la que <strong>de</strong>fine la región anular) con el espectro <strong>de</strong> potencias <strong>de</strong>l patrón<br />
<strong>de</strong> difracción <strong>de</strong> una fuente puntual (PSF, por sus siglas en inglés)<br />
y P 1 es el ruido instrumental.<br />
3. Una vez obtenida P 0 , hay que sustraer la contribución <strong>de</strong> las galaxias <strong>de</strong><br />
fondo.<br />
4. Se obtienen diferentes valores <strong>de</strong> S N para un rango posible <strong>de</strong> σ GCLF .<br />
Finalmente, los valores don<strong>de</strong> se cruzan las curvas <strong>de</strong> la población brillante<br />
con las <strong>de</strong> la débil en el plano S N vs. σ GCLF se toman como las medidas <strong>de</strong> la<br />
frecuencia específica <strong>de</strong> GCs y <strong>de</strong> la dispersión <strong>de</strong> la función <strong>de</strong> luminosidad.<br />
Estimacion <strong>de</strong> errores y sesgos<br />
Como el método <strong>de</strong> SBF ha sido utilizado hasta ahora sólo en sistemas cercanos,<br />
es necesario calibrarlo para zs más alta, es <strong>de</strong>cir, caracterizar los sesgos<br />
introducidos conforme se reduce la fracción <strong>de</strong> CGs brillantes <strong>de</strong>tectados directamente;<br />
ésta a su vez <strong>de</strong>pen<strong>de</strong>, a cada z, <strong>de</strong> la resolución y la profundidad<br />
<strong>de</strong> las imágenes. Con este fin, se aplicará los efectos causados por la distancia<br />
a imágenes muy profundas <strong>de</strong> M 87, obtenidas por la ACS/WFC en los filtros<br />
F606W y F814W. Los efectos involucrados sn: (1) corrección-K inversa; (2)<br />
<strong>de</strong>gradación <strong>de</strong> la resolución <strong>de</strong> la imagen para simular un menor tamaño angular;<br />
(3) <strong>de</strong>bilitamiento cosmológico <strong>de</strong>l brillo superficial; (4) adición <strong>de</strong> ruido<br />
para simular distintos tiempos <strong>de</strong> exposición.<br />
De hecho, hemos comenzado por simular M 87 a z =0.1. Después <strong>de</strong> procesar<br />
la imagen, hemos <strong>de</strong>tectado los CG más brillantes mediante fotometría<br />
directa (con SExtractor), y hemos medido los más débiles a través <strong>de</strong> su señal<br />
<strong>de</strong> fluctuación. Encontramos que la completez <strong>de</strong> la <strong>de</strong>tección es <strong>de</strong> ∼ 50 %<br />
a = 27.5, menor que la esperada cuando la propuesta original para obtener<br />
los datos <strong>de</strong> A 1689 fue redactada. El tratamiento anterior será repetida para<br />
corrimientos al rojo menores y mayores, con el fin <strong>de</strong> estimar el grado <strong>de</strong> confianza<br />
con que los valores <strong>de</strong> entrada pue<strong>de</strong>n ser recobrados.<br />
Una limitación <strong>de</strong> estas simulaciones es su pequeño radio observado en<br />
comparación con imágenes a corrimientos al rojo intermedios obtenidas con el<br />
mismo instrumento; subsanaremos este problema aplicando un procedimiento<br />
análogo a imágenes <strong>de</strong>l Censo <strong>de</strong> Virgo <strong>de</strong> la Próxima Generación (Next Generation<br />
Virgo Survey, Mei et al. 2009, PI: Laura Ferrarese 7 ). Por ejemplo, ya<br />
han sido observados 4 grados 2 alre<strong>de</strong>dor <strong>de</strong> M 87, que a z = 0.2 constituirían<br />
7 http://astrosci.ca/NGVS/The Next Generation Virgo Cluster Survey/Home.html<br />
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