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