Iniciación en el Observatorio Virtual: Aladin, TOPCAT y VOSA

1. Mosaico multiespectral 3×3 de una galaxia en Aladin

En este ejercicio se construyó en Aladin un mosaico de la galaxia NGC 4038/4039 (las Antenas) con imágenes de distintos surveys que cubren un amplio rango del espectro electromagnético, desde los rayos X hasta el infrarrojo lejano. Cada imagen se eligió por su calidad y su representatividad, priorizando la resolución y la capacidad de resaltar procesos físicos diferentes en la galaxia. El mosaico final permite comparar cómo cambia la apariencia de la galaxia según la longitud de onda y ofrece una visión integral de su estructura y sus componentes.

Mosaico de nueve imágenes de las galaxias Antenas en distintas longitudes de onda — Figura 1. Mosaico multiespectral de NGC 4038/4039, desde los rayos X hasta el infrarrojo lejano.

ID	Survey	Longitud de onda	Rango espectral
1	XMM-Newton — imágenes en falso color de rayos X	Rayos X	0,3–0,6 nm
2	GALEX GR6/7 — composición en color UV	Ultravioleta	134–283 nm
3	Pan-STARRS DR1 — color (z-g-g)	Óptico	394–951 nm
4	DSS2 — color	Óptico	400–600 nm
5	SkyMapper DR4 — color IRG	Óptico (hasta el NIR)	425–930 nm
6	2MASS — color JHK	Infrarrojo cercano	1,15–2,30 µm
7	AllWISE — color W1/W2/W4	Infrarrojo medio	2,8–27,9 µm
8	Herschel PACS — color	Infrarrojo lejano	60–210 µm
9	Herschel SPIRE — color	Submilimétrico	250–500 µm

Tabla 1. Surveys utilizados en el mosaico.

XMM-Newton (falso color, 0,3–0,6 nm). El canal rojo corresponde a los fotones de menor energía del rango, el verde a las energías intermedias y el azul a los más energéticos. Esta composición realza estructuras asociadas a gas caliente, choques y regiones muy ionizadas. Es ideal para observar la emisión más energética del sistema, invisible para cualquier telescopio óptico.
GALEX GR6/7 (UV, 134–283 nm). Imagen ultravioleta compuesta a partir del ultravioleta lejano (FUV), en el canal azul, y del cercano (NUV), en el rojo. Resalta las regiones de formación estelar reciente y es ideal para estudiar poblaciones jóvenes y procesos activos en galaxias.
Pan-STARRS DR1 (color z-g-g, 394–951 nm). Imagen en color obtenida a partir de las bandas g y z del survey Pan-STARRS1, que cubre el óptico entre aproximadamente 394 y 951 nm. Es una de las vistas más completas del aspecto “visible” de la galaxia. El survey se realizó con el telescopio PS1 de 1,8 m en Hawái y una cámara de 1,4 gigapíxeles.
DSS2 (color, 400–600 nm). Imagen óptica en color generada por el CDS a partir de las placas fotográficas del survey DSS2, combinando el canal azul (≈ 400 nm), el rojo (≈ 600 nm) y un canal verde sintético obtenido como promedio de ambos. Aunque es un survey más antiguo, su cobertura es excelente y ofrece una visión clásica de la galaxia en luz visible.
SkyMapper DR4 (color IRG, 425–930 nm). Composición en color a partir de las bandas I, R y G del SkyMapper Shallow Survey. La asignación I al rojo, R al verde y G al azul enfatiza diferencias de temperatura y de población estelar dentro de las galaxias. DR4, la cuarta y última publicación de datos de SkyMapper (Onken et al., 2024), reúne observaciones de 2014 a 2021.
2MASS (color JHK, 1,1–2,3 µm). El survey 2MASS cubre todo el cielo en las bandas infrarrojas J, H y K, observadas con dos telescopios de 1,3 m en Arizona y Chile. La composición asigna K al rojo, H al verde y J al azul, y destaca estructuras frías, polvo interestelar y regiones donde la extinción óptica es alta. Este catálogo permitió construir el mapa infrarrojo de todo el cielo más uniforme y profundo disponible.
AllWISE (color W1/W2/W4, 2,75–27,9 µm). AllWISE combina los datos infrarrojos de WISE. La composición asigna W4 (22 µm) al canal rojo, W2 (4,6 µm) al verde y W1 (3,4 µm) al azul, y resalta las emisiones térmicas del polvo caliente y las estructuras del infrarrojo medio. Permite identificar regiones activas, nebulosidad y fuentes frías invisibles en el óptico.
Herschel PACS (color, 60–210 µm). Composición a partir de las observaciones públicas del instrumento PACS del telescopio espacial Herschel, que opera en el infrarrojo lejano. Asigna 70 µm al canal azul y 160 µm al rojo, y revela la emisión térmica del polvo frío en las regiones de formación estelar, estructuras que no se ven ni en el óptico ni en el infrarrojo cercano.
Herschel SPIRE (color, 250–500 µm). Composición a partir de todas las observaciones públicas del instrumento SPIRE de Herschel. Asigna 250 µm al canal azul, 350 µm al verde y 500 µm al rojo, y traza la emisión térmica del polvo más frío de la galaxia. A estas longitudes de onda dominan las regiones de gas y polvo a decenas de kelvin, que revelan las zonas más densas y frías del medio interestelar de NGC 4038/4039.

Se decidió incorporar tres surveys del rango óptico (Pan-STARRS, DSS2 y SkyMapper) porque, aunque cubren un rango de longitudes de onda similar, cada uno aporta información distinta y complementaria sobre la morfología de la galaxia. En el óptico es donde mejor se aprecia la estructura detallada: regiones de formación estelar, brazos espirales, zonas de polvo y diferencias de color asociadas a las poblaciones estelares. Sin embargo, ningún survey óptico individual lo captura todo con la misma calidad, ya sea por resolución, profundidad, filtros o condiciones de observación:

Pan-STARRS aporta la imagen más profunda y con mejor resolución en este rango.
DSS2 ofrece una vista más clásica y equilibrada del óptico medio, útil como referencia intermedia.
SkyMapper cubre filtros amplios que resaltan regiones concretas y ayudan a comparar variaciones de color reales en la galaxia.

Usando los tres se obtiene una visión más completa del rango óptico, que permite ver diferencias que un único survey podría pasar por alto. Esto enriquece el mosaico y mejora la interpretación física al comparar todas las imágenes del espectro.

2. Identificación de una enana marrón mediante cruce de catálogos con TOPCAT

Se descargaron los catálogos 2MASS-PSC (infrarrojo cercano) y SDSS-DR12 (óptico) de la misma región del cielo y se cruzaron con un radio de 4 segundos de arco, de modo que solo quedaran las fuentes que coinciden realmente en posición. Tras el cruce se aplicaron filtros por etapas para acotar la búsqueda:

Se seleccionaron los objetos puntuales del SDSS (class = 6).
Se conservaron solo los objetos que no aparecen en los filtros ópticos u y g del SDSS (u > 22 y g > 22,2). Las enanas marrones son muy débiles en estas bandas, por lo que esta condición ayuda a descartar estrellas normales y a quedarse con las candidatas reales.
Finalmente, se aplicaron los colores infrarrojos característicos de una enana marrón de tipo T: J − H < 0,3 y H − K < 0,3.

Al combinar estos criterios quedó un único candidato que cumple todas las condiciones. Sus colores infrarrojos azules (J − H y H − K < 0,3), debidos a la absorción del metano, son propios de las enanas marrones más frías, de tipo T, por lo que se trata de una candidata a enana T en la región analizada. La Figura 2 muestra el resultado final del filtrado y la posición de la candidata seleccionada.

Gráfico de posiciones con cientos de fuentes grises y una sola marcada en negro — Figura 2. Resultado final del filtrado: única candidata a enana marrón en la región analizada.

3. VOSA: construcción y ajuste de la SED de HD 302505 con y sin extinción interestelar

Para este ejercicio se construyó la distribución espectral de energía (SED) de la estrella HD 302505 en VOSA, con fotometría de los catálogos UBV, Tycho, Strömgren, DENIS, 2MASS y WISE.

Primero se realizó un ajuste por χ² sin aplicar extinción, con modelos atmosféricos Kurucz ODFNEW/NOVER (2003). Después se repitió el proceso permitiendo a VOSA explorar valores de extinción en el rango A_V = 0–3, con un nuevo ajuste de la SED que tiene en cuenta el efecto del polvo interestelar.

SED ajustada sin extinción, con el modelo desviándose de los datos — Figura 3. SED de la estrella HD 302505 sin considerar la extinción.

En el ajuste sin extinción (Figura 3), VOSA intentó ajustar los datos sin considerar el polvo interestelar (A_V = 0 mag), y la única forma matemática que encontró para que la curva coincidiera con la pendiente de los datos fue “enfriar” la estrella. Convirtió así una estrella B2, de unos 20.000–22.000 K según las calibraciones habituales (Pecaut y Mamajek, 2013; el enunciado daba alrededor de 30.000 K), en una estrella de tipo F, algo más caliente que el Sol, de 6500 K.

SED ajustada con extinción, con el modelo siguiendo los datos — Figura 4. SED de la estrella HD 302505 considerando la extinción.

Sin embargo, al permitir que VOSA ajustara la extinción en el rango de 0 a 3, el resultado cambia drásticamente (Figura 4): VOSA detecta mucho polvo, A_V = 2,25 mag. Al corregirlo, el ajuste se acerca mucho más a la temperatura real de la estrella, ~26.000 K, propia de una estrella B temprana (B0.5–B1 en las calibraciones habituales, algo más caliente que una B2) y muy lejos de los 6500 K del primer ajuste.

Este análisis muestra que la luz azul de la estrella está siendo absorbida en gran medida por el medio interestelar, y confirma que la aparente “frialdad” del primer ajuste era únicamente producto del enrojecimiento interestelar.

Referencias

Onken, C. A., Wolf, C., Bessell, M. S., et al. (2024). SkyMapper Southern Survey: Data Release 4. Publications of the Astronomical Society of Australia, 41, e061.
Pecaut, M. J., & Mamajek, E. E. (2013). Intrinsic colors, temperatures, and bolometric corrections of pre-main-sequence stars. The Astrophysical Journal Supplement Series, 208(1), 9.