IGRINS Spectral Library Korean IGRINS Legacy Project Sunkyung Park 1 - - PowerPoint PPT Presentation

IGRINS ¡Spectral ¡Library

Korean ¡IGRINS ¡Legacy ¡Project

Sunkyung Park1, Jeong-Eun Lee1 (PI),Wonseok Kang2, Sang- Gak Lee2, Moo-Young Chun3, Kang-Min Kim3, In-Soo Yuk3, Jae- Joon Lee3, Greg N. Mace4, Hwihyun Kim3,4,5, Kyle F. Kaplan4, and Daniel T. Jaffe4

1 School of Space Research, Kyung Hee University 2 National

Youth Space Center

3 Korea Astronomy and Space Science Institute 4 Department of Astronomy, University of Texas at Austin, TX, USA 5 ¡Gemini Observatory, Chile

IGRINS ¡workshop ¡2017

Rayner et al. 2009

Library λ[μm] Sp.Type

• Lumi. ¡Class

# Resolution IRTF

(Rayner et ¡al. ¡2009)

0.8 ¡-­‑ 5 F ¡-­‑ M I ¡-­‑V 210 2,000 CRIRES

(Lebzelter et ¡al. ¡ 2012)

0.96 ¡– 5.3 B ¡-­‑ M I ¡-­‑V ~ ¡30 100,000

Introduction

• 1. Introduction

IRTF

IRTF ¡(R~2,000) IGRINS (R~45,000)

Rayner et al. 2009

• 1. Introduction

IGRINS CRIRES-­‑POP

Library λ[μm] Sp.Type

• Lumi. ¡Class

# Resolution IRTF

(Rayner et ¡al. ¡2009)

0.8 ¡-­‑ 5 F ¡-­‑ M I ¡-­‑V 210 2,000 CRIRES

(Lebzelter et ¡al. ¡2012)

0.96 ¡– 5.3 B ¡-­‑ M I ¡-­‑V ~ ¡30 100,000

CRIRES-­‑POP IGRINS

Lebzelter et al. 2012

R~45,000 R~100,000

Target ¡Selection

MUST

} MK ¡Standard ¡star } Low ¡variability } Low ¡rotational ¡velocity } Low ¡chromospheric activity } No ¡binary ¡system

If ¡possible,

} RA ¡distribution, ¡Sp. ¡Type ¡distribution, ¡Mag. ¡Range, ¡[Fe/H] ¡

range, ¡Benchmark ¡stars

Supergiants Bright giants Giants Sub-giants Dwarfs

Median value : ~0.02

IGRINS

Immersion ¡GRating INfrared Spectrograph

} IGRINS ¡is ¡a ¡high-­‑resolution ¡(R ¡~ ¡45,000) ¡near-­‑infrared ¡

spectrograph ¡mounted ¡on ¡the ¡2.7 ¡m ¡Harlan ¡J. ¡Smith ¡ Telescope ¡(HJST) ¡at ¡the ¡McDonald ¡observatory.

} Wavelength ¡coverage ¡: ¡H ¡(1.49-­‑1.80µm) ¡& ¡K ¡(1.96-­‑2.46 ¡

µm) ¡bands

Observation ¡

} Observed ¡nights ¡: ¡13 ¡nights

} The ¡majority ¡of ¡the ¡data ¡were ¡obtained ¡in ¡a ¡series ¡of ¡ABBA

nodding ¡observations.

} Some ¡targets ¡were ¡observed ¡with ¡nod-­‑off-­‑slit mode ¡

because ¡of ¡their ¡brightness ¡(usually ¡K ¡≤ ¡3). ¡

} Nearby ¡A0 ¡star ¡was ¡observed ¡immediately ¡after ¡or ¡before ¡

the ¡observation ¡of ¡each ¡target ¡for ¡telluric ¡correction ¡(median ¡ difference ¡of ¡airmass : ¡~0.05).

• 3. 1. Observations

Data ¡Reduction

}

We reduced the data using IGRINS pipeline version 2 (https://github.com/igrins/plp) with following steps; flat-fielding, sky- subtraction, spectrum extraction, and wavelength calibration.

} T

elluric correction is applied after scaling and shifting the A0 spectra to compensate for the difference in airmass and change in the wavelength calibration.

} We divided the target spectrum by

the spectrum of A0 telluric standard star to remove the telluric absorption features and the instrumental throughput.

• 3. 2. Data Reduction

4.1. Spectra

Supergiants

4.1. Spectra

Giants

4.1. Spectra

Dwarfs

4.1. Spectra

4.1. Spectra

H band

Species Center Wavelength

Fe ¡I 1.534 Fe ¡I 1.563 Mg ¡I 1.575 Fe ¡I 1.580 Fe ¡I 1.629 Fe ¡I 1.649 Al ¡I 1.672 Al ¡I 1.677 Mg ¡I 1.711

Species Center Wavelength

Ca ¡I 1.978 Al ¡I 2.110 Al ¡I 2.117 Na ¡I 2.209 Ti I 2.222 Ti I 2.224 Fe ¡I 2.226 Ti I 2.232 Ti I 2.245 Fe ¡I 2.248 Ca ¡I 2.266 Mg ¡I 2.281 CO ¡2-­‑0 2.293

4.2. ¡Spectral ¡Index

Spectral ¡Index

Spectral ¡features ¡which ¡have ¡relations ¡between ¡ their ¡EWs and ¡stellar ¡atmospheric ¡parameters ¡ (Teff, ¡log ¡g, ¡and ¡[Fe/H]).

K ¡band

Spectral ¡Index

Spectral ¡Diagnostics –Teff

Supergiants Giants Dwarfs

Application ¡to ¡YSOs ¡(HBC ¡722)

} K5 star ¡convolved ¡with ¡a ¡rotational ¡velocity ¡~ ¡50 ¡km/s

} Spectral ¡type ¡à Disk ¡temperature HBC ¡722 Convolved ¡standard ¡star Standard ¡star Broad ¡absorption ¡features ¡ are ¡produced ¡by ¡a ¡Keplerian rotational ¡disk.

Application ¡to ¡YSOs ¡(Veiling)

} T ¡Tauri stars ¡are ¡known ¡to ¡exhibit ¡“veiling” ¡ ¡(Vacca et ¡al. ¡2011)

} accretion ¡disk ¡– additional ¡flux ¡@ ¡IR } accretion ¡shock ¡– additional ¡flux ¡@ ¡UV/ optical ¡to ¡the ¡total ¡spectrum

} We ¡can ¡measure ¡the ¡veiling ¡factor ¡by ¡comparing ¡line ¡

strengths ¡of ¡the ¡targets ¡with ¡those ¡of ¡photospheric templates ¡

} EW0riginal = ¡EWobs(1+r) ¡à EWstd = ¡EWdisk(1+r) } Fluxstd = ¡Fluxdisk/(1+r)

Summary

} We ¡presented ¡a ¡library ¡of ¡NIR ¡spectra ¡of ¡80 ¡stars

} High-­‑resolution ¡(R~45,000) } High ¡signal-­‑to-­‑noise ¡ratio ¡(S/N~200)

} Data ¡reduction ¡with ¡IGRINS ¡pipeline ¡version ¡2

} Telluric ¡Correction } Absolute ¡Flux ¡Calibration ¡– 2MASS

} Measured ¡EWs ¡of ¡strong ¡and ¡isolated ¡lines

} Effective ¡Temperature ¡Indicators

} Applications ¡to ¡YSOs

Thank ¡you!