Photometric Study of the
Open Cluster
NGC 3293
G.L. Baume, R.A. Vázquez and A. Feinstein
Observatorio Astronómico de La Plata - PROFOEG-CONICET
ARGENTINA
The open cluster NGC 3293 has been observed with broad band UBVRI CCD photometry up to V = 19 mag. We have found evidences that the cluster is seeing through regions with different absorptions. One of them with E(B-V) = 0.31 and the other, placed in the south-east, with E(B-V) = 0.45.
This new photometry locates the cluster at a distance d = 2600 pc (Vo - Mv = 12.1 mag). The reddening law in the direction to NGC 3293 is normal apparently. Its age, however, is 6.3x106 yr when fitting its brightest members with modern isochrones computed with mass loss and overshooting, but it ranges from 10 to 16x106 yr if the less massive stars are fitted with PMS isochrones. We also see some probable pre-main sequence stars with ages of about 3x106 yr. All this gives evidences against coevallity. We also studied the Initial Mass Function (IMF) and we found a value x = 1.1 for its slope.
These results are preliminaries and attempt to show our way in the research of very young open clusters.
El cúmulo abierto NGC 3293 = C1033-579 consiste en un grupo compacto de estrellas localizado cerca de la Nebulosa de Carina (NGC 3372), fuera de la zona donde abunda el gas ionizado y las nubes oscuras, aunque puede ser que no esté totalmente independizado de esos objetos.
Entre los trabajos que se han realizado sobre este cúmulo, se destacan el de Feast (1958) que hizo espectroscopía de las estrellas más brillantes y los estudios fotométricos de Feinstein & Marraco (1980), Turner et al. (1980) y de Herbst & Miller (1982), que encuentran una ley de enrojecimiento normal en esa dirección y sugieren que puede haber una dispersión de edades importante entre las estrellas más masivas y las menos masivas.
La zona de NGC 3293 se caracteriza por tener un número importante de estrellas B, una supergigante M, una variable Be (probable miembro), 11 estrellas b Cephei y algunas probables estrellas pre-secuencia.
Nuestra investigación fotométrica trata de definir más exactamente la zona inferior de la secuencia principal del cúmulo ya que la mayoría de las observaciones sólo cubren adecuadamente hasta V » 13-14 mag. En el caso del estudio de Herbst & Miller (1982) se alcanza V ~ 16 mag, pero se trata de fotometría fotográfica. Se buscan entonces posibles miembros débiles y se calcula la Función Inicial de Masa (IMF) de este objeto.
Se realizó fotometría CCD – UBVRI (Sistema de Cousins) de 884 estrellas en la dirección al cúmulo NGC 3293 por medio de seis frames de 4 arcominutos de lado (ver Figura 1). Para la observación se utilizó el telescopio de 60 cm del University of Toronto Southern Observatory (UTSO), Las Campanas (Chile) equipado con un chip PM 512x512 METACHROME UV coated, mientras que el seeing era de 1.2 a 1.5 arcosegundos.
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Figura 1: Carta buscadora de las seis zonas observadas en el área de NGC 3293. (cada frame posee 4' de lado). El tamaño de los círculos representa aproxima-damente la magnitud V. El círculo rojo indica el radio del cúmulo (4.1') determinado a partir de conteos estelares en el DSS. |
Para evitar saturar las estrellas brillantes y para lograr también una buena relación señal a ruido en las estrellas débiles, se tomaron exposiciones cortas (2 a 60 seg), intermedias (100 a 200 seg.) y largas (hasta 1100 seg.). Para remover efectos instrumentales de las imágenes se obtuvieron también Bias y Flat Fields.
Las observaciones se redujeron en el Observatorio de La Plata. Para obtener magnitudes y colores se utilizo el método de la point spread function (PSF) en DAOPHOT (Stetson, 1987) junto con IRAF. Las magnitudes y colores se calibraron con las estrellas de la zona del cúmulo NGC 5606 (Vázquez et al, 1994).
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Turner et al. |
F & M |
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D V |
-0.01 ± 0.06 |
-0.01 ± 0.03 |
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D (B-V) |
0.00 ± 0.04 |
0.03 ± 0.03 |
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D (U-B) |
0.01 ± 0.08 |
0.03 ± 0.05 |
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D (V-R) |
- |
-0.03 ± 0.03 |
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D (V-I) |
- |
-0.03 ± 0.06 |
Tabla 1
Se comparó la fotometría con los valores dados por Turner et al. (1980) y Feinstein & Marraco (1980). Las diferencias son las dadas en la Tabla 1. Una estimación del error interno de nuestra fotometría, comparando magnitudes de las mismas estrellas en diferentes frames (zonas de overlapping), indica que tanto en el filtro V como en los diferentes colores el error típico es de 0.03.
3.1. Memberships and Reddening
Con las observaciones espectroscópicas hechas por diferentes autores (Turner et al., 1980; Feinstein & Marraco, 1980) es posible estimar membrecías con alto grado de certeza en lo que concierne a las estrellas más brillantes. Sin embargo, hasta V » 14 mag hay que usar un criterio fotométrico basado en la comparación de las posiciones de todas las estrellas en los diferentes diagramas fotométricos. En la Figura 2 (diagrama U-B vs B-V) se observa que hasta B-V » 0.50 el criterio de comparación puede funcionar adecuadamente. No así para valores mayores de este índice o V > 14 mag (ver Figura 3) donde hay confusión entre las estrellas que podrían ser miembros del cúmulo, posibles foreground o background e, incluso, posibles miembros en fase de contracción. Dado que no puede afirmarse que no exista cierta contaminación por estrellas de campo, un futuro muestreo en áreas de comparación próximas al cúmulo, va a ayudar a "limpiar" la parte baja de la secuencia y evaluar cuán real es esta pre-secuencia.
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Figura 2: Diagrama color-color. Símbolos: Los círculos azules son las estrellas miembros, los triángulos las probables miembros, los círculos negros vacios son las no miembros, los círculos rojos son posibles pre-secuencia y los puntos son estrellas sin membrecia asignada. Las líneas indican distintas posiciones de la ZAMS de Schmidt-Kaler (1982) y la linea de enrojecimiento con los excesos correspondientes. |
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Figura 3: Diagrama color-mgnitud. Símbolos como en la Figura 2. Las líneas indican la ZAMS de Schmidt-Kaler (1982) en dos lugares: la línea a trazos se halla desplazada 0.20 mag en el eje horizontal y 12.7 mag en el eje vertical, mientras que la punteada lo esta 0.47 mag y 13.7 mag en cada eje. |
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Figura 4: Diagrama (B-V) vs. (V-I). Símbolos como en la Figura 2. Las líneas indican los colores intrínsecos para las clases de luminosidades V y III dadas por Cousins (1978). La flecha indica el camino del enrojecimiento de una estrella tipo O (Dean et al., 1978). |
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Con los tipos espectrales adoptados, se controló el valor de la relación de excesos EU-B/EB-V mediante la relación entre tipos espectrales e índices de color dada por Schmidt-Kaler (1982). Aunque se posee una base muy estrecha en EB-V como para hallar un valor para dicha relación, se nota que la relación normal dada por EU-B / EB-V = 0.72 + 0.05 EB-V ajusta razonablemente bien y fue la utilizada para obtener los colores intrínsecos de las estrellas brillantes sin clasificación espectral, suponiendo que son de Clase de Luminosidad V.
Para determinar el tamaño del cúmulo y estudiar la zona que lo rodea se utilizó el Digitized Sky Survey (DSS) producido por el STScI, a partir del cual se determino la densidad estelar en dicha zona considerando estrellas hasta V » 18 mag. El resultado es la imagen de la Figura 5 que cubre un campo de 30' x 30', donde el brillo en cada punto es proporcional a la densidad estelar. Se aprecia, además de la concentración propia del cúmulo en el centro, que hay una carencia notable de estrellas en la zona sudeste.
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Figura 5: Imagen representativa de la zona de NGC 3293. El brillo de cada punto es proporcional a la densidad estelar. El radio del círculo es de 4.1' (ver Figura 1) e indica la posición del cúmulo. El norte esta hacia arriba y el este hacia la izquierda.
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Las estrellas del cúmulo poseen una dispersión notable en el EB-V (ver Figura 2), pudiéndose discriminar entre dos grupos de estrellas tempranas, uno de ellos con un valor de <EU-B> = 0.31 ± 0.08 y el otro con <EU-B> = 0.45 ± 0.05. Esta separación también se observa en la distribución espacial de las estrellas, de forma que el último grupo tiende a ubicarse hacia el sudeste, indicando una posible vinculación del cúmulo con las alguna de las nubes de polvo de la zona.
3.2. Distance and Age
Para determinar la distancia a NGC 3293 se calculó primero la magnitud corregida VO (adoptando una absorción AV = 3.1 EB-V). Luego se utilizó la ZAMS de Schmidt-Kaler (1982) para ajustar en los diagramas VO vs (B-V)O y en el VO vs (U-B)O. El mejor ajuste indica entonces, que el módulo de distancia es de VO-MV = 12.1 ± 0.2 mag (error por inspección, ver Figura 6). En virtud del gran número de estrellas con tipos espectrales, se hizo también la diferencia entre la magnitud corregida VO y la magnitud absoluta MV que les correspondería de acuerdo con su tipo espectral. Se encuentra así que <VO-MV> = 12.16 ± 0.4 mag, notándose que la dispersión en este último caso es bastante elevada, lo que se puede deber tanto a la dispersión intrínseca de la MV para estrellas tempranas (Conti, 1988) como al alto porcentaje de variables que puede haber en el cúmulo (Feast, 1958). No obstante los valores medios obtenidos concuerdan bastante bien entre sí y corresponden a una distancia d = 2670 pc. Este valor está de acuerdo con las encontradas por los estudios anteriores, y sitúa al cúmulo más cerca que aquellos ubicados en la Nebulosa de Carina (d » 3200 pc, Vázquez et al., 1996).
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Figura 6: Diagrama V0 vs. (B-V)0. Símbolos como en la Figura 2. La línea indica la ZAMS de Schmidt-Kaler (1982) desplazada el módulo de distancia V0 - MV = 12.1 mag. Las líneas punteadas de la parte superior son las isocronas de Schaller et al. (1992), mientras que las de la parte inferior son las de Bernasconi (1996) para estrellas presecuencia. Los números indican el logarítmo de la edad de cada curva. |
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Se estima que la edad de NGC 3293 es de aproximadamente 6.5 x 106 años cuando se comparan los datos de las estrellas más masivas del cúmulo con el conjunto de isocronas de Schaller et al. (1992) de metalicidad solar que tienen en cuenta pérdida de masa y overshooting. Sin embargo este valor llega a 10x106 o 16x106 años si se comparan las estrellas menos masivas con el conjunto de isocronas de Bernasconi (1996), correspondientes a estrellas pre-secuencia. También se catalogaron algunas estrellas como probables pre-secuencia con edades cercanas a 3x10 6 años. (ver Figura 6). Estas características dan evidencias en contra de la formación estelar simultánea.
3.3. Initial Mass Function
Para la Función Inicial de Masa (IMF) se define el parámetro
que, para el estudio de Salpeter (1955) toma el valor x = 1.35 y exíste una gran controversia respecto a su universalidad.
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Figura 7: Espectro de masas de NGC 3293. Las líneas sólidas representan el histograma y el ajuste si se consideran solo las estrellas miembros, mientras que las líneas punteadas corresponden al caso de considerar tanto las estrellas miembros como las probables miembros. |
Es de notar que en un cúmulo como este, el término IMF no es aplicable en forma estricta, ya que se requiere que todas las estrellas se hallan formado al mismo tiempo, hecho que no está de acuerdo con la dispersión de edades mencionada en la sección 3.2. No obstante si se consideran solo las estrellas más masivas adoptadas como miembros o probables miembros, el espectro de masas del cúmulo puede ser interpretado como la IMF buscada.
Las masas de las estrellas se estimaron utilizando el código de Baume et al. (1994). De esta forma resultó el histograma y el valor de x indicado en la Figura 7. Para hallar los valores de las pendientes se excluyeron del cálculo al intervalo correspondiente a las estrellas menos masivas por la incompletitud de la muestra en ese caso y al de las estrellas más masivas para reducir incertezas por binariedad, aunque se nota que este último hecho no altera significativamente el resultado.
- Baume, G., Paoli, S., Vázquez, R. A. and Feinstein, A., 1994, RevMexAA, 29, 212
- Bernasconi, P. A., 1996, A&AS, 120, 57
- Conti, P. S., Niemela, V. S. and Walborn, N. R., 1979, ApJ, 228, 206
- Dean, J. F., Warren, P.R. and Cousins, A. W. J., 1978, MNRAS, 183, 569
- Feast, M. W., 1958, MNRAS, 118, 618
- Feinstein, A. & Marraco, H. G., 1980, 92, 266
- Herbst, W. & Miller, 1982, AJ, 87, 1478
- Salpeter, E. E., 1955, ApJ, 121, 161
- Schaller, G., Schaerer, D., Meynet, G. and Maeder, A., 1992, A&AS, 96, 269
- Schmidt-Kaler Th., 1982, en Landolt-Bornstein VI/2b
- Stetson, P. B., 1987, PASP, 99, 191
- Turner, D. G., Grieve, G. R., Herbst, W. and Harris, W. E., 1980, AJ, 65, 1193
- Vázquez, R. A., Baume, G., Feinstein, A. and Prado, P., 1996, A&AS, 116, 75
- Vázquez, R. A., Baume, G., Feinstein, A. and Prado, P., 1994, A&AS, 106, 339
