2006BAAA...49...160G - Facultad de Ciencias Astronómicas y

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2006BAAA...49...160G - Facultad de Ciencias Astronómicas y
Asociación Argentina de Astronomı́a
BAAA, Vol. 49, 2006
G. Dubner, M. Abadi, & S. Malaroda, eds.
PRESENTACIÓN MURAL
Estudio de tres Cúmulos Abiertos entre l = 240o y
l = 265o
E. E. Giorgi1 , G. R. Solivella1 , G. Baume1 , R. A. Vázquez1
(1) Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofı́sicas - UNLP
IALP-CONICET
Abstract. We performed photometric observations (CCD UBV) in
the area of the three open clusters belonging to the Vela - Puppis - Canis Major region (Ruprecht 60, Ruprecht 47, Ruprecht 20). The data
analysis allowed us to compute the fundamental parameters of these
objects. We estimated for the first time the distance, reddening and
age of Ruprecht 60. We could obtain a better definition of the main
sequence of Ruprecht 47, getting an important change of the assigned
distance to this cluster. In addition, we performed spectroscopic observations of some of the brightest stars in the field of Ruprecht 20
and we discuss the nature of this object.
Resumen. Se han realizado observaciones fotométricas (CCD UBV)
en las zonas de tres cúmulos abiertos pertenecientes a la región de
Vela - Puppis - Canis Major (Ruprecht 60, Ruprecht 47 y Ruprecht
20). El análisis de los datos ha permitido determinar los parámetros
fundamentales de dichos objetos. Por primera vez se ha estimado la
distancia, enrojecimiento y edad de Ruprecht 60. Se ha logrado una
mejor definición de la secuencia principal de Ruprecht 47, obteniendo
ası́ un cambio sustancial de la distancia asignada previamente a este
cúmulo. Adicionalmente, se realizaron observaciones espectroscópicas
de algunas de las estrellas más brillantes en el campo de Ruprecht 20
y se discute la naturaleza de este objeto.
1.
Introducción
Como parte de nuestro programa global de estudio de cúmulos abiertos en el
tercer cuadrante de nuestra Galaxia (ver p.e. Giorgi et al. 2002, Giorgi et al.
2005, Moitinho et al. 2006), hemos encontrado que varios de ellos sólo poseen
observaciones fotométricas de las estrellas brillantes y escasamente algún dato
espectroscópico. Incluso la naturaleza misma de algunos de estos objetos permanece dudosa. El análisis más detallado de estas regiones es entonces un objetivo importante con la finalidad de esclarecer la estructura y evolución quı́mica
de la Vı́a Láctea. En este trabajo se presenta el análisis de datos fotométricos de
las estrellas localizadas en los campos de tres cúmulos abiertos complementados
con datos espectroscópicos en el caso de uno de ellos.
1
2
2.
E. Giorgi et al.
Observaciones
Se realizaron observaciones CCD en los filtros UBV en el campo de los cúmulos abiertos Ruprecht 60, Ruprecht 47 y Ruprecht 20 durante las noches del
03/04/05, 09/03/05 y 03/01/06 respectivamente. Los datos fueron obtenidos en
el Complejo Astronómico El Leoncito (CASLEO) utilizando el telescopio de 2.15
m equipado con el CCD ROPER 1300B de 1340 x 1300 pixels y una escala de
0.226 00 /pix, cubriendo un campo de 4.20 por lado con tiempos de exposición entre
3 y 300 segundos. Las magnitudes instrumentales fueron obtenidas por medio del
ajuste de PSF usando el paquete DAOPHOT (Stetson 1987) dentro de IRAF.
Las magnitudes instrumentales obtenidas fueron llevadas al sistema estándar
UBV a través de diferentes conjuntos de estrellas de calibración de acuerdo
con las condiciones atmosféricas en las distintas noches de observación. Para
Ruprecht 60 y Ruprecht 47 se utilizaron estándares de Landolt (1992). Adicionalmente en Ruprecht 47 y Ruprecht 20 se utilizaron como calibradores las
estrellas observadas por Vogt & Moffat (1972) en estos cúmulos.
Se obtuvieron también espectros de algunas de las estrellas más brillantes de la
región de Ruprecht 20. El material espectroscópico utilizado para la clasificación
MK de las estrellas fue obtenido también en el CASLEO durante la noche del
11/01/06 con el espectrógrafo REOSC-DS junto al detector Tek 1024 x 1024 y
la red de 600 l/mm. Los espectros tienen una dispersión recı́proca de 1.64 Å/pix.
en 4300 Å y cubren el rango espectral entre 3900 Å y 5000 Å caracterı́stico para
clasificación MK.
3.
Ruprecht 60
Ruprecht 60 (α2000 = 8h 24m 27s, δ2000 =-47o 130 ; l = 264o .11, b = -5o .51) no
tenı́a realizados estudios fotométricos previos. La simple inspección de imágenes
del DSS indicó que se trata de un grupo de estrellas débiles concentradas en
una pequeña porción del cielo. Este es el primer trabajo en el que se realizó
fotometrı́a en los filtros UBV y se determinaron sus parámetros fundamentales:
enrojecimiento, distancia y edad.
La Fig. 1a muestra los diagramas color-color y color-magnitud de Ruprecht 60.
Como puede observarse en el diagrama U-B vs. B-V, en la región del cúmulo no
se encuentraron estrellas de tipos espectrales tempranos. Todos los objetos son
de tipos espectrales A y más tardı́os, lo que dificultó una determinación confiable
de miembros si se carece de datos adicionales. No obstante, se determinaron los
siguientes valores de exceso promedio para todas las estrellas de la región: E(BV) = 0.37 ± 0.05 y E(U-B) = 0.27 ± 0.05.
Una vez determinados los excesos de color, fue posible determinar la distancia
mediante el ajuste de la ZAMS de Schmidt-Kaler (1982) en los diagramas colormagnitud. El mejor ajuste se logró para un módulo de distancia aparente V −MV
= 14.25 (V0 − MV = 13.1), indicando que el cúmulo Ruprecht 60 se encontrarı́a
a una distancia de 4170 ± 400 pc.
Asumiendo que el cúmulo posee metalicidad solar, se buscó el mejor ajuste del
conjunto de isocronas calculadas por Girardi et al. (2000), obteniéndose un rango
de edades entre 800 y 1000 millones de años (8.9 <log(edad) <9), como se
muestra en la Figura 1a.
Estudio de tres Cúmulos Abiertos entre l = 240o y l = 265o
3
Figura 1. Diagramas V vs. B-V y U-B vs. B-V de los cúmulos observados: a) Ruprecht 60, b) Ruprecht 47, c) Ruprecht 20. En Ruprecht
47 los cı́rculos vacı́os representan los probables no miembros.
4.
Ruprecht 47
Ruprecht 47 ( α2000 = 8h 02m 19s, δ2000 = -31o 040 ; l = 248o .25, b= -0o .18) fue
estudiado por Vogt & Moffat (1972), quienes realizaron fotometrı́a fotoeléctrica
de 10 estrellas en la región de este cúmulo. Ellos obtuvieron un exceso E(B-V)
= 0.28 y un módulo de distancia V − MV = 13.29, situando al mismo a una
distancia de 3030 pc. Dado que estas observaciones solamente se limitaban a
algunas estrellas de la parte superior de la secuencia principal, estos autores
sugieren que el valor de la distancia puede ser bastante diferente.
La Fig. 1b muestra los diagramas color-color y color-magnitud de Ruprecht 47.
La determinación de miembros se basó en el análisis cuidadoso de la posición
de cada estrella en los diagramas fotométricos. Para las estrellas miembros del
cúmulo los valores de exceso de color promedio calculados son: E(B-V) = 0.28
± 0.05 y E(U-B) = 0.20 ± 0.05. El mejor ajuste de la ZAMS de Schmidt-Kaler
(1982) a la secuencia principal desenrojecida en los diagramas V0 vs. (B − V )0
y V0 vs. (U − B)0 se logra para un módulo de distancia V0 − MV = 13.2 ± 0.2,
correspondiente a una distancia d = 4370 ± 420 pc. Es de notar que el valor
obtenido aquı́ difiere significativamente del valor de 3030 pc dado previamente
por Vogt & Moffat (1972), pero esto se debe a que en el presente trabajo se logró
observar la secuencia principal inferior hasta magnitud V≈20 con lo que se pudo
determinar más precisamente la distancia al cúmulo. La estimación de la edad
se realizó ajustando las isocronas de Girardi et al. (2000) calculadas con pérdida
4
E. Giorgi et al.
de masa y overshooting. El mejor ajuste se logró para una edad entre 63 y 80
millones de años como se muestra en la Figura 1b.
5.
Ruprecht 20
El cúmulo Ruprecht 20 (α2000 = 07h 26m 43s, δ2000 = -28o 490 ; l = 242o .45, b =
-5o .75) fue estudiado por Vogt & Moffat (1972) quienes obtuvieron fotometrı́a
fotoeléctrica UBV para 11 estrellas. Si bien en este trabajo se pone en duda
la existencia de un cúmulo real en esta zona, se asume que las estellas No 6,
9 y 11 (numeración de Vogt & Moffat) son de clase de luminosidad V y en
base a esta suposición ellos obtuvieron los siguientes parámetros E(B-V) = 0.1,
V − MV = 10.73 y d = 1210 pc.
La inspección de los diagramas fotométricos (Fig. 1c) muestra que de existir
una secuencia principal, ésta se encontrarı́a pobremente poblada. Por otro lado,
la combinación de los datos fotométricos con la clasificación MK nos permitió
obtener las distancias a las 5 estrellas observadas espectroscópicamente (ver
Tabla 1).
Tabla 1: Clasificación MK, fotometrı́a y distancias calculadas para
algunas de las estrellas de Ruprecht 20
No
1
2
3
6
50
Tipo MK
A5 III
K0 III
K7 III
B8 Vp
G2 V
V
8.79
11.60
11.64
12.65
13.48
B-V
0.28
1.03
1.57
0.17
0.65
U-B
0.13
0.78
1.76
0.15
0.22
MV
0.70
0.70
-0.30
-0.25
4.70
E(B-V)
0.13
0.06
0.05
0.28
0.02
D [pc]
340
1450
2280
2560
580
Lamentablemente no se dispone de espectros pertenecientes a las estrellas 9 y
11, lo que nos hubiera permitido corroborar si se trata o no de estrellas de
clase de luminosidad V como fue asumido por Vogt & Moffat. En el caso de
la estrella 6 se encuentra que si bien es de clase de luminosidad V, de acuerdo
a su tipo espectral estarı́a ubicada a una distancia de aproximadamente 2550
pc, lo cual es discordante con la distancia de 1210 pc que se obtiene mediante
un ajuste de la ZAMS por las estrellas 6, 9 y 11. Debemos mencionar que el
error en nuestra clasificación espectral es tı́picamente de un subtipo, pero a
pesar de los errores que esto provoca en la determinación de las distancias de
las estrellas individuales, el análisis conjunto de las observaciones fotométricas y
espectroscópicas nos muestra que en principio este conjunto de estrellas podrı́an
no constituir un cúmulo abierto.
Referencias
Girardi, L., Bressan, A., Bertelli, G., & Chiosi, C. 2000, A&AS 141, 371
Giorgi, E. E., Vázquez, R. A., Baume, G. L. , Seggewiss , W. & Will, J.-M. 2002, A&A 381, 884
Giorgi, E. E. , Baume, G. L., Solivella, G., Vázquez, R. A. 2005 A&A 432, 491
Landolt, A.U. 1992, AJ 104, 340
Moitinho, A.; Vázquez, R.A.; Carraro, G.; Baume, G.; Giorgi, E. E.; Lyra, W. 2006 MNRAS 368L, 77
Schmidt-Kaler, Th. 1982, en Landolt-Brnstein, N.S., VI/2b, Springer, Berlin-Heildelberg-New York
Stetson, P.B. 1987, PASP 99,191
Vogt N. & Moffat, A.F.J. 1972, A&AS 7, 133

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