NGC 5128

Nicolás Miranda, Rodolfo Nuñez, Claudia Solervicens.

Introduccion

Una galaxia es un masivo sistema de estrellas, nubes de gas, planetas, polvo, materia oscura, y quizás energía oscura, unidos gravitacionalmente. La cantidad de estrellas que forman una galaxia es variable, desde las enanas, con 10^7, hasta las gigantes, con 1012 estrellas. Las galaxias tienen tres configuraciones distintas: elípticas, espirales e irregulares. La galaxia elíptica, que, como lo indica su nombre, tiene el perfil luminoso de una elipse. Las galaxias espirales tienen forma circular pero con estructura de brazos curvos envueltos en polvo. Galaxias con formas irregulares o inusuales se llaman galaxias irregulares , y son, típicamente, el resultado de perturbaciones provocadas por la atracción gravitacional de galaxias vecinas. Ejemplo de esto son las galaxias lenticulares , tipo de galaxia intermedia entre una galaxia elíptica y una galaxia espiral. Tienen forma de disco, han consumido o perdido gran parte o toda su materia interestelar, y por tanto carecen de brazos espirales, aunque a veces existe cierta cantidad de materia interestelar, sobre todo polvo como es el caso de interés en este informe, NGC 5128 . NGC 5128, esta situada a 12.5 millones de anos luz. Sus coordenadas son 13: 25.5 de ascensión recta con una declinación de -43:01. Fue identificada en 1847 por Sir Jhon Herschel e incluida en 1966 en el Atlas de galaxias peculiares por ser uno de los mejores ejemplos de galaxia con absorción de polvo. Hasta 1949, se creía que era un extraño objeto en la Vía Láctea, pero luego se demostró que era una poderosa radio galaxia y fue bautizada como Centauro A. Es la quinta galaxia mas brillante del firmamento, su cuerpo con características elípticas y el cinturón de polvo sobrepuesto en su centro -formando un disco plano alrededor de ella- son los que ayudan a identificarla como una galaxia lenticular, sin embargo a primera vista -en la banda visible- parece ser una galaxia normal, luego al verla en otras longitudes de onda se aprecia que es una galaxia activa. Posee un agujero negro súper masivo en su centro, el cual posee dos chorros opuestos de unos 13.000 anos luz de extensión que solo pueden ser vistos en bandas de radio y rayos X. 

Observaciones  Proceso de Calibración de Imágenes.  

Esto se hace para el trabajo adecuado con unidades físicas. Si no se hiciese, se trabajaría con “cuentas” que no dicen nada realmente.  Por ejemplo, al analizar una “caja” con una estrella para medir su flujo y no se ha hecho, solo se obtendrá el numero de cuentas que se detectaron en ese sector, que, dependiendo de las condiciones del momento, del telescopio y mucho mas, pueden variar.  Se analizaron las imágenes tomadas por el telescopio Goto, ubicado en el Cerro Calan, en el Departamento de Astronomía de la Universidad de Chile (DAS).  Al escoger una imagen, se procede a traspasarla a una Matriz usando PERL con el comando “rfits” (Read fits). Esta de divide por el tiempo de exposición para tener todas las imágenes con una cantidad de “cuentas” coherente.  Cuando un telescopio esta grabando una imagen, este detecta los fotones que golpean en su superficie mediante la excitación de electrones de los sensores,, grabándolo en forma de “cuentas”, en una matriz de píxeles, mientras mas fotones registre en un punto, mas “cuentas” tendrá ese componente de la matriz. Esta matriz se puede transformar a una imagen dándole un color a una determinada cantidad de “cuentas”, por ejemplo, mientras mas “cuentas” registre, más blanco será un punto, formando así una imagen en blanco y negro. Formula de:   aui va una formula q nose como se pone.. Donde:Qsubjsubi es la matriz que almacena el número de cuentas por segundo, Psubisubj es la imagen original y es el tiempo de exposición de la imagen de Goto.

Para calibrar se necesita calcular algunos datos como:- Flujo de estrella estándar, usando  aqui va la formula..  Donde:Fλ* es el flujo de la estrella estándar escogidaFλvega es el flujo de una estrella llamada VegaDonde ambos flujos dependen del filtro que se este analizando.

   

Resampleo  El siguiente paso es identificar al menos 3 estrellas en la imagen y dar sus coordenadas oficiales en la bóveda celeste al usar "resamp.pl" (programa creado por el profesor Simon Casassus). Este entrega una imagen rotada según las coordenadas oficiales. Luego de hacerlo con todas las imágenes, se pueden juntar, confiando en que no haya malas superposiciones, creando cuerpos múltiples.

Ya se puede promediar muchas imágenes realizando este procedimiento y así eliminar el ruido, obteniendo una imagen más fiel. El promedio será:

Formula que nose poner.. 

Donde es la imagen k-esima al promediar y n es el número de imágenes que se quiere promediar.

En el proceso de resampleo, partimos con problemas ya que no lográbamos identificar bien las estrellas. Cuando lo logramos, al realizar los resampleos del filtro B, tuvimos muchos problemas, ya que no se lograban distinguir bien, por lo que decidimos sustituir el filtro B por el I para hacer el mosaico rgb.

El proceso de resampleo era cosa de poner las coordenadas celestes de las estrellas y las coordenadas en la imagen (en pixeles). Cuando el filtro B no funcionó, probamos con una modificación del programa resamp.pl, para que no hiciera un ajuste gausiano, pero fui inútil, ya que eran demasiadas las estrellas que se veían mal.

PromedioLuego de resamplear, usamos un programa del profe para promediar

imágenes pero conservando los datos astronómicos. Para esto era cosa de poner los nombres de las imágenes y asegurarse de que fueran de las mismas dimensiones.  Mosaico RGB

Finalmente, hicimos el mosaico RGB, usamos el filtro R para darle el color rojo, el V para el verde y el I para el azul.

Para el mosaico, debimos poner los nombres de las imágenes ya calibradas, resampleadas y promediadas, asignarle una gama de colores a cada filtro, ponerle máximos y mínimos a cada una y aplicarle una función útil. Nosotros le aplicamos la función arco tangente hiperbólica .

Los máximos y mínimos influyen en la predominancia final del color asignado al filtro. Mientras que la función influye en la distribución de la intensidad del color.

Para hacer un diagnóstico de qué valores son aproximadamente óptimos, usamos el programa GIMP y cambiamos los mínimos, máximos y curva rápidamente. Después de eso, lo hicimos directamente en el programa, probando en una vecindad de los valores arrojados por GIMP.

Los max. y min. Ocupados fueron:

R min: 2.166604e-15; max: 2.40826e-15V min: 6.764924e-16; max: 7.401355e-16I min: 1.1904979e-15; max: 1.6953390e-15

Conclusiones  No pudimos realizar el análisis de la masa de la nube de polvo ya que tuvimos muchos inconvenientes con la calibración y perdimos muchísimo tiempo.

Para trabajar en imágenes como matrices, siempre hay que verificar que sean de la misma dimensión y tener cuidado de no dividir por algo indefinido.

Para hacer un buen mosaico RGB, es conveniente probar muchas funciones, máximos y mínimos, para lograr una imagen óptima.

Aprendimos que a pesar de la preocupación y interés que teníamos por el proyecto, este se nos hizo muy dificultoso y largo, pero creemos que si hubiésemos tenido más tiempo, podríamos haber llegado al trabajo final, ya que a pesar de todos los inconvenientes, estábamos interesados.

Tabla de flujos de Vega:

Los flujos B y V de mu cen (estrella Standard), los sacamos de una

tabla, mientras que los R e I los calculamos con fórmulas de la misma tabla, facilitada por el profesor.   El flujo de la estrella estándar, que esta dado por cada filtro, corresponde a la sumatoria de los Iij , que representa la intensidad especifica de radiación:  a qui va una formula q nose hacerla..  De la estrella estándar se desea obtener la transmisión atmosférica (T), que esta dado por:   otra form que nose hacer..

Donde:$Q corresponde al cuociente entre la imagen cruda de la estrella estándar (Pij*) y el tiempo de exposición de esta (τ*) (suma de "Cuentas en la caja de la estrella")$R es la imagen del FlatFild$T es la transmisión atmosférica buscada

 Luego, como   otra form que nose hacr.. XD Donde:$I Es la imagen calibrada.$Q_f_ij es la imagen capturada por Goto dividida por el tiempo de exposición de la imagen y dividida por el FlatfFild$T es el dato encontrado arriba.

 Después de calibrar, hay que confirmar que este bien, corroborando que las medidas obtenidas (en nuestro caso la suma de cuentas de una caja con una estrella conocida) sean equivalentes a las oficiales. Para esto se debe identificar una estrella, medir su flujo según la imagen de Goto y compararlo con el registrado en la pagina Simbad.

Con unos 60.000 anos-luz de extensión, Cen A parece resultar de una gigantesca colisión de dos galaxias normales. Esta colisión entre ellas ha permitido descubrir que existen más de 100 regiones en la galaxia en la que se están formando nuevas estrellas. Los residuos situados hacia la parte superior izquierda de la colisión, están siendo engullidos por el agujero negro súper masivo que se encuentra hacia el centro de la colisión y que posee una masa de unas mil millones de veces la de nuestro Sol. Este agujero es la fuente de los rayos X y gamma, que identifican a esta y otras galaxias activas.  Los objetivos del presente preinforme son aprender lo básico acerca del lenguaje Perl aplicado a astronomía, trabajar con imágenes astronómicas y determinar la masa de la nube de polvo que se encuentra en Cen A.

Filtro Flujo de Vega estrella estándar (Tipo B2)

B 6.40*10^(-9) 3.274

V 3.75*10^(-9) 3.456

R 1.75*10^(-9) 3.556

I 8.40*10^(-9) 3.776