El estudio de la pertenencia de las estrellas al cúmulo, se basó principalmente en argumentos fotométricos. Se analizó cuidadosamente la posición de cada estrella en todos los diagramas fotométricos simultáneamente, principalmente en el (U - B) vs (B - V) (Figura 2) y V vs (B - V) (Figura 3). Sin embargo, este estudio solo pudo extenderse hasta magnitud V » 16 mag (lo cual equivale a 51 estrellas), puesto que para el resto, debido a la probable contaminación por estrellas de campo, resulta difícil llevar a cabo una análisis realista. Las estrellas fueron catalogadas como miembros, probables miembros, probables no miembros y no miembros según que las ubicaciones en los diagramas favorecieran o no la presunción de pertenencia. Se encontraron diferencias en las membrecías de cuatro estrellas entre nuestro análisis y el de Peterson y FitzGerald: las número 1, 14, 20 y 24. En particular se destaca la estrella n° 14, que fue hallada miembro del cúmulo, no obstante que Peterson y FitzGerald la consideraron no miembro. En efecto, la posición en nuestros diagramas indica que se trata de una supergigante de Clase de Luminosidad II y tipo espectral entre K0 y K3, con magnitud absoluta MV = -2.23 mag, según la distancia que hemos hallado para este cúmulo.

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Pocas estrellas de entre las observadas admiten solución única de reddening en el diagrama color-color. Considerando los 12 miembros más brillantes del cúmulo que poseen exceso individual (V £ 15 mag), se obtuvo un exceso promedio <E_B-V> = 0.44 ± 0.02 mag.

La figura 6 es el diagrama (B - V) vs (V - I) de todas las estrellas observadas. Es interesante notar que todas ellas se ubican por encima de la relación E(V - I) / E(B - V) = 1.24 (Dean et al 1978) lo que sugiere que el valor de R de la región es diferente de 3.1. La pendiente que da el mejor ajuste para la zona es compatible con R = 3.6. Por lo tanto, las magnitudes libres de enrojecimiento fueron obtenidas como Vo = V – 3.6 x E(B - V).

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Para derivar el módulo de distancia se empleó el ajuste de la ZAMS de Schmidth-Kaler (1982). El mejor ajuste en los diagramas V₀ vs (B - V)₀ y V₀ vs (U - B)₀ se logró para un módulo de distancia V₀ - M_v = 11.2 ± 0.2 mag, correspondiente a una distancia de 1.73 Kpc. Este módulo de distancia es ligeramente distinto del hallado por Peterson y FitzGerald, 11.48 mag, que fue obtenido con estrellas hasta V = 14 mag. Esta diferencia tiene su origen en el hecho de que, como muestra la figura, nuestra definición de la secuencia principal inferior del cúmulo es mejor, puesto que se extiende hasta V = 16 mag.

Para derivar la edad de este cúmulo se superpusieron las isocronas de Schaller et al. (1992) de metalicidad solar que tienen en cuenta overshooting y pérdida de masa. El mejor ajuste se produce con las isocronas de log(edad) = 8.0 y 8.1. En particular la isocrona log(edad) = 8.0 es la que mejor incluye a la supergigante roja. De todos modos, permitiendo errores tanto en el módulo de distancia como en la fotometría, puede decirse que la edad de Lyngå 1 está entre 10⁸ y 1.25 x 10⁸años (Figura 7).

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Si definimos el espectro de masas como el número de estrellas de determinada masa, formadas en un mismo lugar y en un mismo intervalo de tiempo, entonces podemos decir que la pendiente de tal distribución viene dada por:

Usando las relaciones de Schmidt-Kaler (1982), los datos de las estrellas consideradas miembros y probables miembros se transformaron desde el plano M_v vs (B-V)₀ al plano Log(L/L¤ ) vs Log(Teff). En este plano se calcularon las masas haciendo uso de los tracks de Schaller et al. (1992). Se analizó el espectro de masas para evaluar si la pendiente de la frecuencia de distribución de masas concordaba con el valor standar de Salpeter (1955), x = 1.35. El valor ajustado para la distribución observada es de x = 1.41 ± 0.28 (Figura 8).

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Se obtuvieron los valores de polarización de 18 estrellas en el campo del cúmulo, 8 de ellas catalogadas como no pertenecientes al él. Los valores de polarización hallados en todos los casos son, en promedio, del 1.3%, aunque existe una elevada dispersión en los valores (entre 0.2% y 3.7%) y en las direcciones (ver Figura 9). Para cada una de las estrellas observadas se realizó un ajuste de sus datos con la ley de polarización standard de Serkowsky (1973), observándose que las estrellas 9, 11, 16 y 19 muestran un importante apartamiento de dicha ley; dicho comportamiento podría deberse a la presencia de polarización intrínseca. La Figura 10 representa el ajuste de Serkowsky normalizado para todas las estrellas, excepto las mencionadas anteriormente.

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