Análisis
Pertenencia al cúmulo
La determinación de la pertenencia de las estrellas al cúmulo se basó en argumentos fotométricos. A partir del análisis de los diagramas (U-B) vs (B-V) (Figura 2) y V vs (B-V) (Figura 3) se catalogaron las estrellas observadas como miembros, probables miembros y no miembros. Un grupo de estrellas carecen de un valor observado en el filtro U, por no haberse logrado alcanzar la misma profundidad que con el resto de los filtros, y por lo tanto no fue analizada su pertenencia al cúmulo.
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Figuras 2 y 3: Los círculos llenos representan a las estrellas miembros, los triángulos llenos los probables miembros, los círculos vacíos las estrellas no pertenecientes al cúmulo, los triángulos vacíos estrellas sin determinación de pertenencia, los cuadrados estrellas sin (U-B). |
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Extinción
Utilizando las estrellas con solución única en el diagrama color-color se obtuvo un exceso promedio <EB-V>=0.25
± 0.02. Dado que la relación de excesos E(B-V) y E(V-I) es una medida del valor de R=Av/EB-V (Herbst 1976), a partir de ellos encontramos que éste es normal en esta región.
Distancia y edad
Se empleó el ajuste de la ZAMS de Schmidth-Kaler (1982) para derivar el módulo de distancia, 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-Mv=10.70
± 0.2 correspondiente a una distancia de 1400 pc. El ajuste de las isocronas de Schaller et al. (1992) de metalicidad solar que tienen en cuenta overshooting y pérdida de masa nos indica que la edad de este cúmulo se encuentra entre 25x106 y 30x106 años (Figura 4).
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Figura 4: Los círculos representan a las estrellas miembros, los triángulos a las probables miembros. La línea continua representa la ZAMS, las líneas de puntos las isocronas de Schaller et al. ajustadas. |
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Espectro de masas
Los datos de las estrellas consideradas miembros y probables miembros fueron transformados desde el plano Mv vs (B-V)0 al plano Log(L/L
¤) vs Log(Teff) usando las relaciones de Schmidt-Kaler (1982), en este plano fueron calculadas 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. Como se muestra en la Figura 5 el valor ajustado para la distribución observada es de x = 1.40 ± 0.02.
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Figura 5: Espectro de masas obtenido considerando estrellas miembros y probables miembros. La línea continua indica el ajuste obtenido por mínimos cuadrados con una pendiente x = 1.4 |
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Polarización
Se obtuvieron los valores de polarización de 13 estrellas en el campo del cúmulo, dos de ellas (estrellas número 9 y número 17) catalogadas como no pertenecientes al cúmulo. Los valores de polarización hallados en todos los casos son de aproximadamente el 1%, y las orientaciones de los vectores de polarización son paralelas al plano galáctico (Figura 6). Para cada una de las estrellas observadas se realizó un ajuste de sus datos con la ley de polarización standard de Serkowsky (1973),(Figura 7) pudiéndose concluir que la polarización observada es debida a la presencia de material interestelar.
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Figura 6: Polarización observada en el filtro V. La longitud de los vectores es proporcional a la polarización. La línea de puntos es paralela al plano galáctico. |
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Figura 7: Ajuste mediante la ley de Serkowsky para todas las estrellas observadas.
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