Anteproyecto de Tesis Doctoral Sistemas de cúmulos ... - UNAM
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Galaxia).<br />
2. Detección <strong>de</strong> las fuentes con el programa SExtractor (Bertin & Arnouts<br />
1996) en modo dual, tal que se <strong>de</strong>tecten los mismos objetos en ambos<br />
filtros (cuando se cuenta con ellos).<br />
3. I<strong>de</strong>ntificación <strong>de</strong> los objetos que son CGs, mediante los parámetros medidos<br />
por SExtractor (magnitud, perfil, radio efectivo, color).<br />
4. Ajuste <strong>de</strong> gaussianas con un rango posible <strong>de</strong> σ GCLF , con lo que se obtienen<br />
diferentes valores <strong>de</strong> S N .<br />
Población <strong>de</strong> CGs más débiles<br />
En 1988, Tonry & Schnei<strong>de</strong>r <strong>de</strong>sarrollaron un método para medir distancias<br />
a galaxias elípticas basado en SBFs. Este método consiste en medir la<br />
amplitud <strong>de</strong> las variaciones en la intensidad, causadas por la distribución <strong>de</strong><br />
fuentes no resueltas que siguen una estadística <strong>de</strong> Poisson.<br />
Dicha amplitud (varianza) es inversamente proporcional al cuadrado <strong>de</strong> la<br />
distancia a la fuente y <strong>de</strong>pen<strong>de</strong> linealmente <strong>de</strong>l flujo. Mientras más lejana se<br />
encuentre la galaxia, más suave será la imagen. Sin embargo, las fuentes no resueltas<br />
no son sólo estrellas. La señal se ve ‘‘contaminada’’por CGs y galaxias<br />
<strong>de</strong> fondo (éstas no siguen una distribución <strong>de</strong> Poisson NO ESTOY SEGURA<br />
DE QUE LOS CGs NO SIGAN UNA ESTADISTICA DE POISSON, TU,<br />
SI), los cuales hay que estimar y sustraer para medir la distancia a una fuente.<br />
Al contrario, Blakeslee & Tonry (1995) aprovecharon este ‘‘ruido’’para <strong>de</strong>tectar<br />
CGs no resueltos. La varianza <strong>de</strong> cualquier pixel será la suma <strong>de</strong> las varianzas<br />
<strong>de</strong> cada componente, y dichas componentes pue<strong>de</strong>n ser i<strong>de</strong>ntificadas en el espacio<br />
<strong>de</strong> Fourier.<br />
La señal <strong>de</strong> fluctuación <strong>de</strong>be ser normalizada por el brillo <strong>de</strong> la galaxia,<br />
por lo que es conveniente trabajar en regiones anulares con un brillo uniforme.<br />
Para medir las SBFs, se utiliza el siguiente procedimiento:<br />
1. Una vez i<strong>de</strong>ntificados los objetos brillantes con SExtractor, se enmascaran<br />
para tener una imagen <strong>de</strong>l ‘‘ruido’’.<br />
2. Se <strong>de</strong>termina el espectro <strong>de</strong> potencias y se ajusta una función <strong>de</strong> la forma:<br />
P (k) = P 0 ×E(k) + P 1 , don<strong>de</strong> P 0 es la fluctuación <strong>de</strong>bida a las fuentes no<br />
resueltas, E(k) es la convolución <strong>de</strong> la máscara (<strong>de</strong> los objetos brillantes<br />
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