[Alumnos] Ultraviolet-luminous supernova detections at z>2 and their host galaxies

[Guido Moyano Loyola]

Hola a todos,

estos mails intentan ser un resumen de algunas de las charlas que estoy
presenciando. Solo son a modo informativo y para fomentar a los interesados
a buscar información sobre el asunto
tratado y a discutir sobre el tema expuesto (y ojala motivar a otros a hacer
lo mismo), y darle un enfoque mas científico a la cuenta de alumnos ;)

---------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------
*Ultraviolet-luminous supernova detections at z>2 and their host galaxies*


En esta charla, Jeff Cooke, de Swinburne University of Technology, mostró su
trabajo relacionado con la deteccion de Supernovas (SN) a redshift 2.

Para comenzar, quisiera recordar lo que es el redshift, y de que se esta
hablando cuando decimos redshift 2 (o cualquier numero positivo :P). El
redshift (z) es una medida de tiempo (groseramente hablando en contextos
cosmologicos), esta relacionado con cuan lejos observamos hacia el
pasado del Universo. Recordando la formula del tiempo de Hubble como funcion
del redshift (si revisan esta formula me voy a sentir muy aliviado,
porque me parece que me esta faltando algo, asi que puede que no sea del
todo correcta)

t(z) = t0/(1+z),

donde t0 es la edad actual del Universo. Luego,

z=0 representa que la edad del Universo t(z) = t0 (o sea, cerca de 15Gyr)
z=1 representa que la edad del Universo t(z) = t0/2 (o sea, cerca de 7Gyr, o
mirar al Universo cuando era la mitad de joven/viejo que en la actualidad)
z=2 representa que la edad del Universo t(z) = t0/3 (o sea, cerca de 5Gyr,
un tercio de la edad del Universo)

Asi que observar galaxias y supernovas a estos altos redshifts (el Universo
"local" se define hasta redshift 0.8 aproximadamente, pero seguro van
a encontrar diferentes definiciones dependiendo de los diferentes autores).

Jeff observo 12 supernovas en galaxias a z=2 utilizando el Canada-France-Hawaii
Telescope Legacy Survey Deep fields.

Un rapido repaso de la nomenclatura de las SN:

SN sin lineas de Hidrogeno en sus espectros:

Tipo I (sistemas binarios podrian ser los posibles progenitores)

Tipo Ia: standar candles, o sea, sirven para medir distancias en el Universo
y "medir"
la cantidad de energia oscura en base a la expansion del mismo.

Tipo Ib: con lineas de Helio
Tipo Ic: sin lineas de Helio

Tipo II (colapso de estrellas masivas, la diferencia entre P,L,N, esta
relacionada con la pendiente de la curva de disminucion de brillo de estas
SN)

Tipo IIP
Tipo IIL
Tipo IIN

En el Legacy Survey focalizaron esfuerzos en detectar SN IIN (cuyos
progenitores serian estrellas entre 35 y 150 masas solares (Mo)).

Hay diferentes tecnicas para detectar supernovas a distintos redshifts. En
el Universo local se puede hacer fotometria en tiempo real (observar
simultaneamente
un gran numero de galaxias, 10^5 galaxias, y esperar que el brillo de alguna
de ellas aumente subitamente). Recordemos que los eventos tipo SN
ocurren en promedio 1 vez por anio. Una vez identificado el evento, se puede
hacer espectroscopia del mismo.

Cuando nos movemos a altos redshifts el metodo de observacion en tiempo real
pierde su fuerza, ya que estamos hablando de objetos muy debiles. Luego,
lo que Jeff y sus colaboradores hicieron fue observar el mismo campo en el
cielo con un campo de 4x4 grados cuadrados durante 4 anios, al final de
dicho tiempo
sumaron todas las imagenes y realizaron graficos de flujo de estas galaxias
en diferentes bandas (u,g,r,i - si recurren a la pagina del SDSS, Sload
Digital Sky
Survey pueden encontrar mas informacion sobre estos filtros y su relacion
con los mas familiares UBVRI de Jhonson) en funcion del tiempo.
Al analizar los graficos, si alguna galaxia sufria un incremento en su
luminosidad, se procedia a realizar la correspondiente espectroscopia de la
misma.
Por que es posible esto?, el evento de SN puede durar aproximadamente 4
anios en su fase de disminucion de brillo, luego Jeff et al pudieron
realizar lo que
se llama "Late Time spectroscopy" utilizando los telescopios Keck.

Por que estudiar SN II?, en base a las mismas, podemos poner limites a la
funcion inicial de masa (IMF - Initial Mass Function) de diferentes
galaxias, y asi
mejorar los modelos actuales de formacion estelar en galaxias a alto
redshift.

Estoy seguro que se pueden aprovechar las imagenes de SN para muchas cosas
mas, pero Jeff se quedo sin tiempo para seguir comentando su trabajo, y yo
me quede sin mi reserva de cafeina sobre el final de la charla.

Pueden mirar un muy buen paper sobre Supernovas (al menos eso dijo Jeff, yo
no tuve tiempo de verlo todavia) en el siguiente link:

 http://adsabs.harvard.edu/abs/2004ApJ...613..189D

---------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------

Como mencione, estos mails no son mas que mi interpretación (y en parte, lo
que entendí) de las charlas expuestas, no tienen como idea dar una idea
definitiva de un tema, así como tampoco una idea cerrada.
El objetivo es el motivar (a los que se sientan interesados por el tópico
del mail) a buscar mas información, tanto en el *ADS* (
http://adsabs.harvard.edu/abstract_service.html), como en *astro-ph* (
xxx.lanl.gov)

PD: faltas de ortografia se deben principalmente a que tengo un teclado con
mapeo ingles, y que el corrector ortografico de gmail no es taaan bueno.
PD2: cualquier sugerencia respecto a estos mails es bienvenida. Gracias!
PD3: como siempre, gracias a todos lo que me enviaron mails respecto a lo
que envio :)

Saludos
-- 
Guido Moyano Loyola, PhD Student
Centre for Astrophysics and Supercomputing
Swinburne University of Technology
Hawthorn, Melbourne, VIC 3122, Australia
Phone: +61392148707
Office AR 310
http://astronomy.swin.edu.au/staff/gmoyano.html
------------ próxima parte ------------
Se ha borrado un adjunto en formato HTML...
URL: <https://www.fcaglp.unlp.edu.ar/mailman/private/alumnos/attachments/20110825/02c4b438/attachment.html>