On the calibration of LUS data

Sobre la calibración espectrofotométrica para las
imágenes LUS
Jorge Iglesias Páramo por Estallidos­Granada
Introducción
En este documento se valora la posibilidad de calibrar las imágenes LUS a partir de los flujos SDSS
de las estrellas de campo. Como punto de partida estimamos el número de estrellas en un campo de 8.5'x8.5' alrededor de las
galaxias NGC2500 (latitud galáctica = 31.56) y NGC5023 (latitud galáctica = 72.57) de la muestra
de LUS. La tabla 1 muestra los resultados obtenidos para estos dos campos.
Campo
*s r'<19mag
max(u,g,r,i,z)
r'<19mag
*s r'<18mag
max(u,g,r,i,z)
r'<18mag
NGC2500
26
(0.31,0.02,0.01,0.01,0.03)
14
(0.26,0.01,0.01,0.01,0.01)
NGC5023
18
(0.27,0.02,0.01,0.01,0.04)
8
(0.08,0.01,0.01,0.01,0.01)
Tabla 1: (1) Galaxia central del campo; (2) Número de estrellas de campo con r'<19mag; (3) Errores fotométricos
máximos para las estrellas de campo en las 5 bandas de SDSS; (4) Número de estrellas de campo con r'<18mag; (5)
Errores fotométricos máximos para las estrellas de campo en las 5 bandas de SDSS.
Podemos ver que en el campo típico de OSIRIS esperamos una cantidad razonable de estrellas
cuyos errores en las cinco bandas de SDSS son suficientemente pequeños para ser utilizados para
calibrar las imágenes LUS. Sin embargo, la cantidad de estrellas útiles en cada campo (no saturadas
y con buena relación señal­ruido) dependerá de los tiempos de barrido de cada exposición y de la
anchura del filtro sintonizable utilizado.
A continuación presentamos un estudio preliminar sobre la incertidumbre de la calibración de las
imágenes LUS a partir de las estrellas de SDSS, aunque hacemos hincapié en el hecho de que sólo
103 de las 231 galaxias de la muestra de LUS han sido observadas por SDSS, lo que limita la
aplicación de la calibración de las imágenes LUS por este método.
1
Método de interpolación a partir de los flujos de SDSS
Una forma de estimar la fotometría en banda estrecha a diferentes longitudes de onda es a partir de
la fotometría en banda ancha de SDSS para las estrellas del campo. Dado que las estrellas del
campo serán de diversos tipos espectrales, proponemos estimar el flujo en una banda estrecha
determinada interpolando los valores de los flujos para dos bandas anchas a longitudes de onda
mayor y menor que la de la banda estrecha considerada. La tabla 2 muestra las longitudes de onda
de referencia entre las que habría que interpolar para obtener los flujos de las líneas de emisión de
nuestro interés:
[u' ... g']
[g' ... r']
[r' ... i']
[i' ... z']
[z' ... →]†
[OII]3727Å
H
H
[SIII]9069Å
[SIII]9532Å
[OIII]4959,5007Å
[NII]6548,6584Å
[SII]6717,6731Å
Tabla 2: (1) Líneas de emisión de interés entre las bandas u' y g' de SDSS; (2) Lo mismo para las bandas g' y r' de
SDSS; (3) Lo mismo para las bandas r' e i' de SDSS; (4) Lo mismo para las bandas i' y z' de SDSS; (5) Lo mismo a
partir de la banda z' de SDSS.
Para estimar la calidad de los flujos en banda estrecha obtenidos siguiendo este método hemos
realizado el ejercicio para tres conjuntos de estrellas espectrofotométricas: Oke (1990, AJ, 99,
1621), Turnshek et al. (1990, AJ, 99, 1243) y Jacoby et al. (1984, ApJS, 56, 257). La tabla 3
muestra el error promedio que se obtiene para el flujo en las diferentes bandas estrechas de interés
cuando se recupera interpolando a partir de los flujos de banda ancha de SDSS, comparado con el
valor del flujo real integrado dentro del perfil de un filtro estrecho de 50Å centrado en las
longitudes de onda de las líneas de emisión de nuestro interés.
[OII]3727Å
Oke
Turnshek
Jacoby
15.00%
H
[OIII]
5007Å
H
[SII]6731Å [SIII]9069Å
14.00%
10.00%
15.00%
7.00%
21.00%
11.00%
18.00%
9.00%
12.00%
8.00%
5.00%
Tabla 3: (1) Conjunto de estrellas espectrofotométricas utilizado; (2) Desviación del flujo en la banda [OII] medido
por interpolación de los flujos u' y g' con respecto al flujo verdadero a 3727Å; (3) Lo mismo para la línea H; (4) Lo
mismo para la línea [OIII]5007Å; (5) Lo mismo para la línea de H; (6) Lo mismo para la línea de [SII]6731Å; (7) Lo
† En el caso de la línea [SIII]9532Å, la estimación sólo será posible extrapolando a partir de la banda z'
2
mismo para la línea de [SIII]9069Å.
Estas estimaciones están hechas para las longitudes de onda de las líneas de emisión asumiendo que
el corrimiento al rojo es nulo. Si asumimos un corrimiento al rojo de 0.01, los resultados son los
siguientes:
[OII]3727Å
Oke
Turnshek
Jacoby
16.00%
H
[OIII]
5007Å
H
[SII]6731Å [SIII]9069Å
13.00%
9.00%
13.00%
6.00%
20.00%
9.00%
15.00%
7.00%
11.00%
7.00%
10.00%
Tabla 4: Lo mismo que la Tabla 3 suponiendo un corrimiento al rojo de z=0.01 para las líneas de emisión de nuestro
interés.
Se puede apreciar que las incertidumbres en la estimación de los flujos en banda estrecha a partir de
los flujos en banda ancha están entre el 5% y el 20%. Obviamente el resultado depende de los tipos
espectrales presentes en cada una de los conjuntos de espectros utilizadas.
Comparación con calibraciones directas
Para verificar la solidez del método realizamos una prueba que consiste en la comparación de los
flujos en la banda estrecha [SII] (a través de un filtro de 100A de WFC en el INT) obtenidos
mediante interpolación de los flujos r' e i' de SDSS con los obtenidos a partir de calibración
espectrofotométrica directa con una muestra de estrellas standard (catálogo ING). La figura 1
muestra la diferencia de magnitudes (en el sistema AB) a la longitud de onda 6725Å para una
muestra de estrellas de campo. La mediana de las diferencias de magnitudes obtenidas mediante el
método de interpolación de los flujos r' e i' de SDSS y mediante la calibración directa con estrellas
standard durante la noche es de:
median( mAB(6725Å)interpol – mAB(6725Å)standard ) = ­0.02mag
A pesar de ello para algunas estrellas la diferencia entre ambos valores es grande, pudiendo ser
debido a la falta de validez del método de interpolación para diferentes tipos espectrales.
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Figure 1: AB magnitudes at 6725Å obtained by interpolation of the r' and i' SDSS fluxes
(X axis) and obtained from direct calibration of a set of standard spectrophotometric stars
(Y axis).
Conclusiones
Tanto las pruebas realizadas con las librerías de estrellas espectrofotométricas como la comparación
directa con estrellas observadas sugieren que el método nos debería permitir obtener los flujos de
las líneas de emisión de nuestro interés con incertidumbres del orden del 10%­20% para todas las
líneas si usamos el método de interpolación de los flujos en las bandas de SDSS.
Sin embargo, un punto importante es que sólo 103 de las 231 galaxias de la muestra de LUS han
sido observadas por SDSS. Por tanto el presente método no proporcionaría una calibración
homogénea para toda la muestra de galaxias dado que habría que buscar otro alternativo para
aquéllas no observadas por SDSS.
En estas condiciones parece ineludible la observación de estrellas espectrofotométricas para realizar
las calibraciones de todas las galaxias. Sin embargo, pensamos que el método de interpolación a
partir de los flujos de SDSS podría servir para las noches no fotométricas en las que la observación
sea posible, por lo que se sugiere la observación de galaxias observadas por SDSS durante estas
noches y así aprovechar mejor el tiempo de telescopio concedido al proyecto.
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