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MEMORIA DEL TRABAJO FIN DE MASTER EN ASTROFISICADE LA UNIVERSIDAD COMPLUTENSE DE MADRID.

CURSO 2014-2015

Analisis de la abundancia de litio y actividad

cromosferica en espectros UVES y GIRAFFE de

GES (Gaia-ESO Survey)

Septiembre 2015

Trabajo realizado por: Miguel Gomez Garrido

Supervisado por: David Montes Gutierrez

DEPARTAMENTO DE ASTROFISICA Y CIENCIAS DE LA ATMOSFERA

Contacto:[email protected]@ucm.es

Resumen

Este trabajo se encuadra en el proyecto GES (Gaia-ESO Survey) y presenta el estudio deespectros de muy alta y media resolucion de FLAMES (UVES/GIRAFFE). El analisis espectralse centra en obtener la anchura equivalente de las lıneas de litio (λ = 6707.43 A) y Hα en emision(λ = 6562.8 A). Ası, se obtiene informacion de la abundancia de litio y la actividad cromosfericacuantificada con la EW de la lınea Hα. Se comparan las medidas obtenidos automaticamente con elsoftware TAME y las medidas manualmente utilizando el comando splot de IRAF. En conclusion,el buen funcionamiento de TAME esta limitado a lıneas aisladas y de elementos abundantes en laestrella.

El estudio se centra en los cumulos jovenes IC 2391, IC 2602 y IC 4665, cuyas estrellas frıasse encuentran en fase de pre-secuencia principal o ZAMS con edades de entre 10 y 100 Ma. Enprimer lugar se aplican los criterios de velocidad radial y diagramas color-magnitud para determi-nar la pertenencia o no a los cumulos. Ademas, se tiene en cuenta la presencia de litio y actividadcromosferica para establecer la clasificacion final.

Con la informacion de las estrellas miembros y muy posibles miembros, se utiliza la EW dela lınea de litio para determinar la edad del cumulo IC 2391. Ademas, con la abundancia de litio,tambien se estima la edad de este cumulo mediante el metodo de Lithium Depletion Boundary.Como resultado, el rango de edad determinado para IC 2391 es de entre 20 y 50 Ma, lo que escompatible con los estudios anteriores. Para finalizar se comprueba que la actividad cromosfericade IC 2391 concuerda con un cumulo joven.

Palabras clave: Cumulos abiertos y asociaciones: individual (IC 2391) – Cumulos abiertos y

asociaciones: general – Mapas – Metodos: analisis de datos – Estrellas: pre-secuencia principal –

Estrellas: parametros fundamentales – Estrellas: ultimos tipos – Estrellas: actividad - Estrellas:

evolucion - Tecnicas: spectroscopıa - Tecnicas: velocidades radiales - Tecnicas: diagramas color-

magnitud

Abstract

In the framework of the GES (Gaia-ESO Survey) high and medium resolution spectra fromFLAMES (UVES/GIRAFFE) have been analysed. The spectral analysis is focussed on get theequivalent width of lithium (λ = 6707.43A) and Hα emission (λ = 6562.8A) lines. So, informationrelative to lithium abundance and chromospheric activity quantified by EW(Hα) is obtained. Theautomatic and manual measurements, obtained using TAME software and using IRAF tool, splotare compared each other. In conclusion, TAME work is limited to isolated lines and to elementswith large abundance in the star.

The study on focussed in the young clusters IC 2391, IC 2602 y IC 4665, whose cool stars areon pre-main sequence or ZAMS and their age are between 10 and 100 Myr. First, radial velocityand color-magnitude diagram criteria are applied to determinate what objects are members or nonmembers of the clusters. In addition, lithium abundance and chromospheric activity are used toestablish the final classification.

Information of EW(Li) from members and very likely members is used to determine IC 2391cluster’s age. Furthermore, the age of this cluster, can be calculated through Lithium DepletionBoundary method using lithium abundance. As a result, age range is determined to IC 2391 clusterand the result is 20-50 Myr, what is compatible with previous researches. Finally, IC 2391 cluster’schromospheric activity is in agreement with that of a young cluster.

Key words: Open clusters and associations: individual (IC 2391) – Open clusters and associations:

general – Surveys – Methods: data analysis – Stars: pre-main sequence – Stars: fundamental para-

meters – Stars: late-type – Stars: activity - Stars: evolution - Techniques: spectroscopy - Techniques:

radial velocities - Techniques: color-magnitude diagram

Indice

1. INTRODUCCION 11.1. Formacion estelar y los cumulos estelares. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 11.2. Gaia-ESO Survey. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1

2. OBJETIVOS Y METODOLOGIA 3

3. MEDIDAS ESPECTRALES 73.1. Medidas de litio. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 73.2. Correccion de las medidas de litio. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 113.3. Medidas de la actividad cromosferica. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 12

4. CRITERIOS DE PERTENENCIA 134.1. Distribucion de velocidad radial. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 134.2. Diagramas de Hertzsprung-Russell. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 15

5. RESULTADOS Y ANALISIS 175.1. Determinacion de la edad. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 185.2. Analisis de la actividad cromosferica. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 205.3. Otros resultados y comprobaciones. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 22

6. CONCLUSIONES 24

7. AGRADECIMIENTOS 25

8. REFERENCIAS 26

A. Medidas espectrales 29

B. Calculo de la anchura equivalente de Fe I (6707.43 A). Ajustes 45

C. Informacion fotometrica y parametros estelares 46

D. Pertenecia a los cumulos 61

E. Medidas otros autores 67

1 INTRODUCCION

1. INTRODUCCION

En el siguiente escrito se presenta la memoria correspondiente al Trabajo de Finde Master en Astrofısica del curso 2014/2015. Para poder llevar a cabo esta tarea conla mayor rigurosidad posible, se ha tratado de aplicar todos los conocimientos necesariosaprendidos durante el Master.

El caso particular de este trabajo, ha sido un estudio de cumulos jovenes de nuestragalaxia. Para ello, se centra el trabajo en un analisis espectroscopico de estrellas suscepti-bles de pertenecer a los cumulos estudiados. Dicho analisis se concentra, principalmente,en mediciones de las lıneas de litio y Hα.

1.1. Formacion estelar y los cumulos estelares.

Actualmente, resulta muy complicado y poco preciso estimar la edad de una estre-lla individual. Por este motivo es casi imprescindible realizar estudios de agrupaciones deestrellas, de tal forma que pueda inferirse un rango de edad.

En primer lugar conviene comenzar explicando brevemente que son y que papel jue-gan los cumulos estelares. La formacion de estrellas, no se produce de forma individual,si no que su nacimiento tiene lugar en las grandes nubes de gas molecular de las galaxias.De forma muy resumida, se puede explicar el nacimiento de las estrellas a partir de so-bredensidades en la distribucion de masa. Estas variaciones producen que tenga lugar uncolapso gravitatorio sobre dichas zonas con una mayor densidad. De esta manera, se tienenzonas de la nube donde la densidad es mayor que el promedio. Finalmente, se forman losdenominados “EGG’s” que posteriormente dan lugar a las estrellas y sistemas planetarios.

Figura 1: Imagen del cumulo estelarde las Pleiades. (Fuente: hubblesite.org)

Una vez finalizada la formacion estelar, lasestrellas jovenes emiten hacia el medio intereste-lar radiacion altamente ionizante. Por este moti-vo, se llega a fotoevaporar el gas, quedando ası,las estrellas jovenes al descubierto. Sin embargo,en muchos casos, aun se observan las estrellas em-bebidas en el gas remanente de su formacion. Porotro lado, las estrellas recien formadas, tienden aalejarse unas de otras, de tal manera que final-mente la agrupacion original se termina diluyen-do. Sin embargo, cuando la edad de las estrellases suficientemente pequena, es posible observarlasconstituyendo una agrupacion en forma de cumu-lo (ver Figura 1).

Este trabajo se centra en el estudio de este tipo de cumulos, cuya edad se encuentraentre 10 y 100 Ma y por tanto se espera que sus miembros sean estrellas pre-secuenciaprincipal. Tal y como se comenta mas adelante, estos objetos tienen una gran abundanciade litio ya que obtienen su energıa del colapso gravitacional y no de las reacciones nucleares.

1.2. Gaia-ESO Survey.

Todo el trabajo se enmarca en el proyecto Gaia-ESO Survey (GES) i y surge paraapoyar y complementar con observaciones desde tierra a la mision Gaia (Gilmore et al.

ihttp://www.gaia-eso.eu

1

1 INTRODUCCION 1.2 Gaia-ESO Survey.

2012). En este proyecto toman parte una gran cantidad de grupos de investigacion que seorganizan en distintos campos de trabajo. Aunque hay un total de 20 grupos de traba-jo, estos se dividen globalmente en cinco temas, mas el grupo de organizacion y gestiongeneral del proyecto y del Observatorio Paranal. Estas cinco secciones son: Seleccion deobjetivos y calibraciones, Extraccion de espectros, Analisis espectral, Control de calidad yhomogenizacion de parametros y Monitorizacion del Survey, base de datos y archivos.

En el caso del grupo de trabajo de la Universidad Complutense de Madrid que co-labora en este proyecto, hace sus aportes principalmente a la seccion de Analisis espectral(determinacion de parametros fundamentales y abundancias) (ver Tabernero 2014; Smil-janic et al. 2014; Lanzafame et al. 2015). Dentro de la seccion, el trabajo se ha centradoen lo correspondiente al grupo de trabajo 12 (WG12), que maximiza sus esfuerzos enel estudio de estrellas pre-secuencia principal. Sin embargo, tambien se ha desarrolladouna parte del trabajo que estarıa encuadrado en los grupos de trabajo 11 y 10, que se en-cargan del analisis de espectros de muy alta y media resolucion de estrellas tipos F, G y K.

Segun todo lo explicado anteriormente, el trabajo realizado se ha hecho basandoseen los espectros proporcionados por el proyecto GES, que fueron tomados con el teles-copio VLT UT2, localizado en el observatorio de la ESO en Cerro Paranal. Ademas, elinstrumento utilizado para este cometido fue FLAMES (Fibre Large Array Multi ElementSpectrograph). Este sistema de fibras puede realizar espectroscopıa multiobjeto mediantelos espectrografos GIRAFFE y UVES simultaneamente, lo que aporta grandes ventajas ala hora de llevar a cabo las observaciones.

Por su parte, GIRAFFE tiene una resolucion espectral media, entre 17000 y 25900,dependiendo del modo de observacion utilizado, mientras que la resolucion espectral quepuede llegarse a alcanzar con UVES es de hasta 47000. Sin embargo, el principal incon-veniente que se tiene al utilizar UVES, es que unicamente se puede tomar el espectros de8 objetos a la vez. Por el contrario, la ventaja de GIRAFFE es que es capaz de obser-var hasta un total de 130 objetos de forma simultanea. Este es un aspecto fundamentalque hay que tener en cuenta al realizar el analisis espectral, y que se comenta mas adelante.

Haciendo uso de esta potente instrumentacion, durante toda la duracion del proyec-to, se pretende observar entorno a 100000 estrellas, repartidas entre el campo de la VıaLactea y agrupadas en cumulos estelares. Estos ultimos son una parte fundamental parapoder entender la formacion de estrellas en nuestra galaxia.

De esta manera, se tienen varias metas por alcanzar con el proyecto GES. El objetivoprincipal, es realizar varios mapas de la galaxia. Combinando la informacion astrometricade la mision Gaia ii con los datos de gran precision con la que se obtienen las abundan-cias quımicas, y la velocidad radial de las estrellas individualmente, se podran elaborarmapas cinematicos y de abundancia quımica de la Vıa Lactea. A traves de estos mapassera posible estudiar en detalle la distribucion de los gradientes de velocidad y de abun-dancias, ası como distinguir las componentes de la Vıa Lactea: bulbo, disco grueso y discodelgado. Ademas, se espera obtener informacion muy valiosa de los procesos de formaciony evolucion estelar debido a que se dispondra de una funcion de masa estelar con muchodetalle proveniente del estudio de los cumulos de distintas masas y edades. Por otro lado,se obtendra informacion sobre las subestructuras del halo de la galaxia, ademas, de infor-macion correspondiente a la materia oscura.

iisci.esa.int/gaia/

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2 OBJETIVOS Y METODOLOGIA

Por ultimo, decir que tanto los espectros analizados como la informacion fotometrica(recopilada previamente por GES), velocidad radial, temperatura efectiva (derivados porlos distintos grupos a partir de los espectros) etc. han sido proporcionados, en su mayorıa,por el proyecto GES. Sin embargo, en el caso puntual de algunas estrellas ha sido necesariorealizar una busqueda bibliografica para poder obtener informacion relevante.

2. OBJETIVOS Y METODOLOGIA

Estudiando espectroscopicamente las estrellas que se encuentran en el campo deun cumulo estelar joven es posible estimar, con un a cierta dispersion, la edad de dichocumulo. Ademas, si a la informacion proveniente de los espectros, se anade informacionfotometrica y de la velocidad radial de las estrellas, es posible determinar la pertenenciaal cumulo.

Para conseguir estos objetivos se sigue una metodologıa basada principalmente enun analisis espectral de estrellas susceptibles de formar parte de un cumulo joven. Lascaracterısticas espectrales que se van a buscar son Li I en absorcion en λ = 6707.76 Ay emision en Hα en λ = 6562.8 A. Aunque por lo general, la lınea Hα se presenta enabsorcion, siempre que se haga referencia a ella, es porque se encuentra en emision, quees el caso relevante en este trabajo. Por otro lado, las medidas de litio dan informacionde la edad, mientras que la presencia de Hα en emision es un indicador de actividad cro-mosferica en la estrella.

La estimacion de la edad a partir del litio, se basa en que cuanto menor es la edadde una estrella, mayor es la abundancia de este elemento para un mismo tipo espectral(Martın, 1997). La produccion de litio en estrellas se produce mediante la cadena proton-proton (p-p), dando lugar a 6Li y 7Li. Ası, una estrella recien formada, que aun no haalcanzado la secuencia principal, es decir, se encuentra en la fase de pre-secuencia princi-pal, tendra una gran abundancia de litio. Sin embargo, cuando las estrellas frıas, de tiposposteriores a F0 comienzan a quemar hidrogeno, y entran en la secuencia principal, em-piezan a destruir el litio. Esto se debe a la presencia de la capa convectiva presente en estetipo de estrellas poco masivas, que desplaza el litio hacia el interior y lo consume. De es-ta manera se destruye, disminuyendo la abundancia, y la anchura equivalente de las lıneas.

Ademas, la abundancia de litio tambien varıa con el tipo espectral para estrellas deuna misma edad. Puesto que el litio se quema principalmente por la presencia de la capaconvectiva en estrellas frıas, cuanto mayor sea esta capa, mas rapido se consume el litio.La anchura de la capa convectiva aumenta con el tipo espectral hasta M3.5-M4 cuandoesta ocupa totalmente la estrella. Por esta razon, a partir de estos tipos espectrales, ladestruccion del litio es muy rapida, y resulta muy complicado observarlo.

Sin embargo, cuando la temperatura efectiva es de unos 3000 K, la temperatura delnucleo es de aproximadamente 3·106 K. Es precisamente esta temperatura por debajo dela cual no es posible quemar el litio en el nucleo. Se establece ası el rango de los objetossubestelares (enanas marrones) en los que no se produce combustion de hidrogeno, perosi de deuterio. Por ello, para temperaturas inferiores, comienza a aparecer de nuevo ellitio en los espectros. Esto se conoce como LDB (del ingles Lithium Depletion Boundary)(Smiljanic et al. 2010 y Binks & Jeffries 2014.)

Por otro lado, la actividad cromosferica, puede cuantificarse mediante diferentes in-dicadores. Sin embargo, en este trabajo, en la mayorıa de los espectros solo se ha podido

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medir la lınea en emision de Hα. Esto se debe a que la mayor parte de los espectros me-didos provienen de GIRAFFE, con un modo de observacion que abarca el entorno de Hαy del litio. Unicamente, en el caso de los espectros que provienen de UVES, es posibleobservar las lıneas del doblete de Sodio, Na I D1 (5895.92 A) y Na I D2 (5889.95 A), Hβ(4861.32 A), la lınea de helio HeD3 (5875.6 A) y en menor medida las del magnesio Mg Iben (5167.3 A), (5172.7 A) y (5183.6 A) respectivamente. En el caso de disponer de espec-tros en otros rangos de longitud de onda, se podrıan observar lıneas correspondientes a laserie de Balmer Hγ (4340.46 A), Hδ (4101.76 A)...; calcio ionizado Ca II H & K (3968.47A y 3933.67 A) o calcio ionizado en el infrarrojo Ca II IRT (8498.1 A, 8542.1 A y 8662.2 A).

Por otro lado, la actividad cromosferica, es una caracterıstica de las estrellas jovenes.Es por ello, que la relacion entre la actividad y la edad ha sido estudiada en profundidaddesde los primeros estudios (Skumanich, 1972). En relacion a los cumulos de estrellas sepuede apreciar muy bien esta dependencia, ya que es posible calcular con cierta precisionla edad y cuantificar la actividad estelar (Patten & Simon 1996).

En el estudio de Patten & Simon (1996), llevado a cabo para un total de cuatrocumulos de diferentes edades, se puede ver que a medida que aumenta la edad del cumulo,disminuye la actividad de las estrellas. En el caso particular del cumulo IC 2391, se tieneuna mayor actividad debido a que muchas de sus componentes se encuentran en su etapade pre-secuencia principal o ZAMS (“Zero Age Main Sequence”). Por esta razon, si seestudia un cumulo que puede ser joven, la presencia de actividad en una estrella aportainformacion adicional sobre la pertenencia de la estrella al cumulo.

Respecto a los espectros proporcionados por GES, hay que decir, que se estan debi-damente reducidos, por lo que no se va a comentar nada sobre este proceso. Por otro lado,inicialmente se pretendıa analizar unicamente espectros de muy alta resolucion obtenidoscon UVES. En este caso, la toma de espectros se llevo a cabo en el modo de observacionU580, de tal manera que cubren un rango de longitud de onda entre 4771 y 6785 A, ytienen una resolucion espectral de 47000. En la Figura 2, se puede ver un ejemplo de estosespectros de muy alta resolucion.

6 6 3 1 6 6 3 2 6 6 3 3 6 6 3 4 6 6 3 5 6 6 3 6 6 6 3 70 , 5

0 , 6

0 , 7

0 , 8

0 , 9

1 , 0

1 , 1

1 , 2

U V E S G I R A F F E

Flujo

norm

alizad

o

λ ( A )

0 8 4 0 0 5 7 1 - 5 3 0 5 5 9 9

Figura 2: Espectro del objeto 08400571-5305599 demuy alta resolucion entre 6631 y 6637 A tomadocon UVES (U580) comparado con un espectro demedia resolucion del mismo objeto tomado en elmismo rango con GIRAFFE (HR 15N).

Sin embargo, como se menciono enla seccion 1.2, en cada una de las ob-servaciones con FLAMES, se obtienentan solo 8 espectros de UVES. Enton-ces, la cantidad de objetos es demasia-do pequeno para llevar a cabo el es-tudio. El numero se reduce aun masal descartar los objetos que no cum-plen el requisito de presencia de litio.Es por este motivo que se utilizan tam-bien los espectros de GIRAFFE, de talmanera que se aumenta el numero deobjetos a estudiar. El modo de obser-vacion de GIRAFFE en este caso esHR 15N, que cubre un rango espectraldesde 6470 a 6790 A. Ademas, dismi-nuye tambien notablemente la resolu-cion que baja hasta un nivel medio de17000.

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Sin embargo, en cada una de las exposiciones con este instrumento acoplado a FLA-MES, se obtienen los espectros de hasta 130 objetos. Por tanto, se sacrifica tanto el rangocomo la resolucion espectral, para tener una mayor cantidad de objetos a analizar. Unejemplo de espectro estelar obtenido con GIRAFFE se puede ver en la Figura 2. Al con-trario de lo que sucede en los espectros de UVES, la cantidad de lıneas espectrales quese observan es mucho menor. En la Figura 2, se compara el espectro del mismo objeto,tomado con ambos instrumentos. Se puede ver que debido a la gran resolucion espectralde UVES, es posible resolver tres lıneas que no se distinguen en el espectro tomado conGIRAFFE. Por ello, con la resolucion de UVES se puedan diferenciar con mucha precisionalgunas lıneas que de otra manera se verıa solo una o muy contaminadas. Este hecho esuna de las principales ventajas al utilizar los espectros de UVES.

Figura 3: Representacion explicativa de laanchura equivalente de una lınea espectral

Como cabe esperar, la mayor parte delos espectros analizados seran los que pro-vienen de GIRAFFE ya que se pretende au-mentar la informacion valida. Para este es-tudio la informacion relevante que se ex-trae de los espectros es la anchura equi-valente o EW (Equivalent Width), de laslıneas espectrales. Conviene explicar breve-mente que representa la anchura equivalen-te en las lıneas espectrales. Se entiende co-mo anchura equivalente, la anchura que tie-ne un rectangulo con el mismo area y al-tura 1, en un espectro normalizado, de lalınea en cuestion (Collins 2003). En la Figu-ra 3 se explica de forma grafica esta defini-cion.

La anchura equivalente esta estrechamente ligada a la abundancia o cantidad de ato-mos de un determinado elemento. Segun la ley de Schuster-Schwarzschild la relacion entreel numero de atomos de un elemento y la anchura equivalente medida en una determinadalongitud de onda, λ, se relacionan de la siguiente manera (Collins, 2003):

Wλ =πe2

mc2λ2NHfij (1)

Donde e, es la carga del electron, c, la velocidad de la luz en el vacio, λ, la longitud deonda en que se mide, fij , la fuerza del oscilador, H, la altura de la capa y N el numero deatomos. Observando esta expresion, se puede ver que la relacion entre el numero de atomosy la anchura equivalente, es de proporcionalidad directa. Debido a esto, se puede tratarla anchura equivalente como una medida directa de la abundancia del elemento en cuestion.

Con lo que respecta al analisis, la idea inicial era hacer uso de la herramienta TAME(Tool for Automatic Measurement of Equivalent width) (Kang & Lee 2012). Este programacalcula de forma automatica la anchura equivalente y posicion de una determinada lıneaespectral. Ademas de la anchura equivalente medida en mA y la longitud de onda optimaen A, el programa tambien da el valor de la anchura a media altura (FWHM) de la lıneay el coeficiente χ2 del ajuste. Puesto que se trata de un proceso automatico, serıa posibleanalizar una gran cantidad de espectros practicamente sin esfuerzo. Sin embargo, TAME,solo funciona correctamente en el caso de tener una lınea espectral muy bien definida yque no presente una gran contaminacion de otra lınea.

5


Como se puede ver en la Figura 4(a), TAME hace un ajuste muy bueno cuando hayuna sola lınea bien definida. Se ha comprobado que los valores de EW y posicion de la lıneason muy similares a los que se miden manualmente. Por otro lado, si se tiene un espectrocon mas ruido y menor resolucion, como es el caso de la Figura 4(b), el ajuste de TAMEpuede llegar a ser totalmente erroneo, llegando a confundir la posicion de las lıneas, o noseparandolas correctamente. Por ello, el uso del programa TAME queda muy limitado aunos casos particulares y minoritarios. Los valores obtenidos de EW para los tres cumulosestudiados en este trabajo (IC 2391, IC 2602 y IC4665) se listan en las Tablas 3 y 4 paralos espectros de GIRAFFE y UVES respectivamente.

(a) (b)

Figura 4: (a) Lınea de litio en 6707.76 A, de un espectro de UVES, medida correctamente deforma automatica con TAME. (b) Mal ajuste a la lınea de litio en 6707.76 A, de un espectrode GIRAFFE, medida de forma automatica con TAME.

Para tratar de hacer unas buenas medidas de EW se hace un analisis manual e indi-vidual de los espectros haciendo uso del software IRAF, con los comandos splot y specplot.Por otro lado, los espectros analizados han sido los que despues de correr TAME, hansalido con presencia de litio, aunque en muchos de estos casos, es posible que no haya.Ademas, los espectros que no han sido seleccionados por TAME por falta de litio, se com-probo que ciertamente no tenıan.

Por esta razon, la metodologıa a seguir a la hora de medir en los espectros es repre-sentarlos uno a uno y comprobar si tienen o no algunas de las caracterısticas espectralesbuscadas, ya sea la presencia de litio en absorcion o emision en Hα, principalmente. Encaso de tener alguna de estas caracterısticas, se procede a medir la EW de la lınea encuestion, un total de 5 veces. De esta manera se pretende disminuir la incertidumbre queexiste en la mayorıa de los casos a la hora de decidir en que nivel de intensidad se encuen-tra la base de la lınea (ver Figura 4(b)). Sin embargo, en el caso de no estar claro donde

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3 MEDIDAS ESPECTRALES

se encuentra el continuo del espectro, en una primera aproximacion se puede escoger el1.0 de intensidad para hacer las medidas, suponiendo que los espectros estan debidamen-te normalizados. Puesto que se realizan series de 5 medidas, es posible calcular el errorestadıstico aleatorio de la siguiente manera:

Ea = tn−1σn−1√n

(2)

Donde n es el numero de medidas realizadas, tn−1 son los valores de la funcion tde Student, tomados en este caso al 95 % de confianza, y σn−1, la desviacion tıpica de losdatos en cada serie de medidas.

Una vez se han realizado las medidas espectrales, se procede a estudiar la pertenen-cia de las estrellas al cumulo. Para ello, se utilizan los criterios velocidad radial, y posicionen diagramas color-magnitud, ademas de tener en cuenta la emision en Hα y presencia delitio (Frasca et al. 2015; Jeffreis et al. 2014; Spina et al. 2014; Platais et al. 2007 y Binks& Jeffries 2014).

Con lo que respecta a la velocidad radial, debe decirse que es un aspecto muy impor-tante a la hora de identificar cuales son los miembros de un determinado cumulo. Debidoa que en un cumulo joven las estrellas tienen un origen comun, deben tener tambien unacinematica similar, al menos en un periodo corto de tiempo. Por ello, se supone que losmiembros del cumulo tienen una velocidad radial similar. Por otro lado, la posicion dela estrella en un diagrama color-magnitud se utiliza como un criterio mas para descartarposibles estrellas gigantes ricas en litio.

Para concluir este apartado, conviene decir que el analisis se realiza principalmen-te del cumulo estelar IC 2391 (Omicron Velorum). Esta cumulo tiene tambien asociadoun grupo de movimiento del mismo nombre y ha sido objeto de diversos estudios en losultimos anos (Montes et al., 2001; Klutsch et al. 2014) existiendo controversia sobre suexistencia o su relacion con otros grupos de movimiento como Octans (De Silva et al.2013). Este trabajo se centra solo en el propio cumulo. Aunque en menor medida, tam-bien se analizaran espectralmente algunas componentes de los cumulos jovenes IC 2602y IC 4665 debido a su similitud en edad y composicion quımica (D’Orazi & Randich 2009).

3. MEDIDAS ESPECTRALES

En este apartado se explica detalladamente el proceso de analisis de espectros y lasmedidas que se extraen de ellos. Ademas, se va a poder comprobar cual es la validez delprograma TAME y se extraeran conclusiones de todos estos resultados.

3.1. Medidas de litio.

En primer lugar hay que explicar el entorno en que se encuentra la lınea de litio enlos espectros. Se puede identificar claramente en 6707.76 A rodeada de unas determinadaslıneas que aparecen siempre en los espectros. Solo en determinados casos, no es posiblevisualizar estas lıneas, como es el caso de las estrellas con una velocidad de rotacion muyelevada o en sistemas binarios.

En la Figura 5 se han senalado las lıneas espectrales de Li I 6707.76 A y las lıneaspermanentes de su entorno. Estas lıneas son Fe I 6703.57 A, 6705.10 A, 6707.43 A y Ca I

7

3 MEDIDAS ESPECTRALES 3.1 Medidas de litio.

6717.68 A iii . La intensidad relativa de estas lıneas varıa relativamente poco en cada tipoespectral. Por tanto, identificando estas lıneas se puede deducir facilmente cual es la lıneade litio. Ademas, estas lıneas, junto con Hα pueden servir de referencia para comprobarque la reduccion de los espectros es correcta. Haciendo uso del comando specsplot de IRAF,se ha comprobado que los espectros han sido bien reducidos. Solo han sido encontrado dosespectros mal desplazados haciendo uso de esta comprobacion.

6 7 0 2 6 7 0 4 6 7 0 6 6 7 0 8 6 7 1 0 6 7 1 2 6 7 1 4 6 7 1 6 6 7 1 8

0 , 4 8

0 , 6 0

0 , 7 2

0 , 8 4

0 , 9 6

1 , 0 8

1 , 2 0

Flujo

norm

aliza

do

l ( A )

F e I 6 7 0 3 , 5 7

F e I 6 7 0 5 , 1 0

F e I 6 7 0 7 , 4 3

L i I 6 7 0 7 , 7 6

C a I 6 7 1 7 , 6 8

(a)

6 7 0 3 6 7 0 4 6 7 0 5 6 7 0 6 6 7 0 7 6 7 0 8 6 7 0 90 , 5

0 , 6

0 , 7

0 , 8

0 , 9

1 , 0

1 , 1

Flujo

norm

aliza

dol ( A )

F e I 6 7 0 3 , 5 7

F e I 6 7 0 5 , 1 0

F e I 6 7 0 7 , 4 3

L i I 6 7 0 7 , 7 6

(b)

Figura 5: (a) Entorno de Li I 6707.76 A. Se pueden ver las lıneas de Fe I 6703.57 A, 6705.10A y 6707.43 A y Ca I 6717.68 A. (b) Zona ampliada al litio del espectro del panel izquierdo.

Se presentan distintos escenarios al hacer las medidas del litio en los espectros quedeben tratarse de forma ligeramente diferente. El caso que se muestra en la Figura 5es el menos habitual de todos, ya que se pueden distinguir perfectamente la lınea de Fe I(6707.43 A) y litio. Esto solamente sucede en los espectros de muy alta resolucion obtenidoscon UVES y si la abundancia de litio es suficientemente pequena como para no mezclarsecon la lınea de hierro. En la mayor parte de los espectros se tiene contaminacion entre laslıneas de litio y de hierro.

6 7 0 6 , 5 6 7 0 7 , 0 6 7 0 7 , 5 6 7 0 8 , 0 6 7 0 8 , 5 6 7 0 9 , 00 , 8 0

0 , 8 5

0 , 9 0

0 , 9 5

1 , 0 0

1 , 0 5

Flujo

norm

aliza

do

l ( A )

F e I 6 7 0 7 , 4 3

L i I 6 7 0 7 , 7 6

1 0 4 7 2 5 4 7 - 6 3 3 1 5 6 4

Figura 6: Contaminacion entre las lıneas de hierro y litio en un espectro de alta resolucion.

Cuando la resolucion espectral es grande, es posible distinguir claramente ambaslıneas, aunque haya parte de contaminacion entre ambas. En la Figura 6 se puede ver unejemplo de este caso en un espectro de alta resolucion de UVES. Se observa que no esposible discernir claramente el lımite entre ambas lıneas. Por ese motivo, en estos casosse procede a aislar las lıneas mediante el metodo del deblending con IRAF. Este metodo

iiihttp://physics.nist.gov

8


consiste en ajustar ambas lıneas a dos gaussianas de forma simultanea, de tal forma quese extrae individualmenta la EW de las dos lıneas.

Sin embargo, en los espectro de resolucion espectral media de GIRAFFE, o cuandola abundancia de litio es muy grande, unicamente se observa una lınea espectral. De estamanera no es posible medir la EW del hierro que queda oculto por la lınea de litio. Estoes lo que puede verse en las Figura 7(a) y (b) respectivamente. En la imagen izquierdase observa que debido a la gran intensidad de la lınea de litio, la linea de hierro quedatotalmente oculta a pesar de tratarse de un espectro de UVES. En el caso de la imagenderecha se puede ver la lınea de Li I + Fe I, en conjunto, en un espectro de GIRAFFE,debido a que la resolucion no es suficiente.

6 7 0 2 6 7 0 3 6 7 0 4 6 7 0 5 6 7 0 6 6 7 0 7 6 7 0 8 6 7 0 9 6 7 1 0

0 , 5

0 , 6

0 , 7

0 , 8

0 , 9

1 , 0

Flujo

norm

aliza

do

l ( A )

L i I 6 7 0 7 , 7 6

F e I 6 7 0 3 , 5 7

F e I 6 7 0 5 , 1 0

1 7 4 6 0 7 0 9 + 0 5 5 5 4 8 6

(a)

6 7 0 2 6 7 0 3 6 7 0 4 6 7 0 5 6 7 0 6 6 7 0 7 6 7 0 8 6 7 0 9 6 7 1 00 , 7 0

0 , 7 5

0 , 8 0

0 , 8 5

0 , 9 0

0 , 9 5

1 , 0 0

1 , 0 5

1 , 1 0

Flujo

norm

aliza

do

l ( A )

L i I 6 7 0 7 , 7 6 F e I 6 7 0 3 , 5 7

F e I 6 7 0 5 , 1 0 0 8 3 9 3 3 9 5 - 5 3 4 7 2 3 4

F e I 6 7 0 5 , 1 0

(b)

Figura 7: (a) Lınea de Li I + Fe I en un espectro de UVES. Debido a la gran abundanciade litio, se oculta totalmente la lınea de hierro. (b) Lınea de Li I + Fe I en un espectro deGIRAFFE. Aunque la abundancia de litio no es especialmente grande, se observa una unicalınea debido a la falta de resolucion espectral.

Con toda esta informacion se realizan las medidas de la lınea de litio en los espectrosde GIRAFFE y UVES, para el cumulo IC 2391 y unicamente de UVES para IC 2602 yIC 4665. Las medidas de EW realizadas manualmente se pueden ver en las Tablas 3 y 4.En ellas se puede ver ademas un ındice de control de las medidas de la lınea de litio queva de 1 a 4 y tiene el siguiente significado:

1: Se miden como una unica lınea de Li I + Fe I, ya sea bien por falta de resoluciono por gran abundancia de litio.

2: En este caso se realiza un deblending para obtener la EW de las lınea de litio yhierro.

3: Se asigna este valor cuando es posible medir por separado las lıneas de litio yhierro.

4: En algunos casos casos unicamente es posible obtener un lımite superior.

Por otro lado, en la columna correspondiente a las medidas de EW de litio de lasTablas 3 y 4, se puede ver en algunos casos el sımbolo “*”. Este sımbolo denota los casosen los que no es posible saber si hay suficiente abundancia de litio. Estas estrellas tienentipos espectrales ultimos K y primeros y medios M. Este hecho se debe a que en estostipos espectrales comienzan a desarrollarse en absorcion las bandas moleculares (Reid etal. 1995). Por lo general, la profundidad de la banda es mucho mayor que las posibles lıneasque puedan quedar ocultas (Garcıa-Hernandez et al. 2007.). Por este motivo, unicamente

9


es posible observar el litio en estrellas con estos tipos espectrales si se trata de objetosmuy jovenes (Sergison et al. 2013).

En la Figura 8, es posible visualizar un espectro tıpico de estos tipos de estrellasfrıas. Ya se comento anteriormente que estos tipos espectrales tienen una capa convectivamuy grande, o lo son en su totalidad. Debido a esto, la presencia de Hα en emision es muyhabitual en los espectros. Por otro lado, puesto que la temperatura no es muy elevada(3200-4000 K), pueden llegar a formarse moleculas, viendose reflejado en los espectros. Enel caso particular de la Figura 8, las bandas que se observan son de oxido de titanio TiOy hidruro de calcio CaH (Allen et al. 1995; Montes et al. 1997; Montes & Martın 1998 yAfram 2008).

6 5 0 0 6 5 5 0 6 6 0 0 6 6 5 0 6 7 0 0 6 7 5 0 6 8 0 0

1

2

3

4

5

6

7

T i O 6 6 5 1 - 6 8 5 2

C a H 7 0 5 0

T i O 6 7 1 4T i O 6 6 8 1

H a 6 5 6 3

Flujo

norm

aliza

do

l ( A )

0 8 4 0 1 6 0 9 - 5 3 2 5 4 7 6

Figura 8: Representacion de un espectro de GIRAFFE de una estrella de ultimo tipo K oprimeros M. Se pueden ver las bandas de TiO, CaH y la emision cromosferica en Hα.

El analisis de las medidas de EW puede comenzarse comparando las medidas dellitio realizadas de forma manual con los valores obtenidos haciendo uso de TAME. Paraello, se calculan las diferencias entre las medidas de EW automaticas y manuales. Las dife-rencias se refieren a las medidas manuales ya que se tiene una mayor fiabilidad la hora dedecidir si hay o no una lınea. Realizando un histograma de frecuencias de estos valores seobtiene la Figura 9. En primer lugar, hay que decir que se han excluido las diferencias quesuperaban el 100 % ya que son en su mayorıa los casos en que TAME detecta la presenciade litio, mientras que manualmente se decide que no hay.

0 1 5 3 0 4 5 6 0 7 5 9 00 , 0 0

0 , 0 1

0 , 0 2

0 , 0 3

0 , 0 4

0 , 0 5

0 , 0 6

Frec

uenc

ia rel

ativa

D i f e r e n c i a s ( % )

Figura 9: Histograma de diferencias entre los valores de forma automatica y manualmente.Se refieren los valores a las medidas manuales y se expresa en tanto por cien.

10

3 MEDIDAS ESPECTRALES 3.2 Correccion de las medidas de litio.

Observando el histograma, puede verse que aunque la mayorıa de las diferenciasque se presentan estan por debajo del 25 %, realmente estos valores no son mas del 15 %del total. Aproximadamente el 80 % de las medidas realizadas con TAME difieren en masde un 55 % de la medidas realizadas manualmente. De esta manera se comprueba que laprecision en las medidas realizadas con TAME de la EW de la lınea de Li I no es suficiente.

3.2. Correccion de las medidas de litio.

En los casos en los que debido a que se observa una unica lınea espectral, se mideLi I + Fe I, y por tanto, es necesario corregir las medidas. Debido que se observa una solalınea en lugar de las dos correspondientes, para obtener la EW del litio es necesario restarla EW del hierro. En una primera aproximacion se ha tratado de corregir este problemasuponiendo que hay relacion entre las otras dos lıneas de hierro en el entorno del litio. Unavez distinguidos manualmente cuales son los objetos que no tienen litio en sus espectrosse procede a obtener mediante el programa TAME, la EW de las tres lıneas de hierro.Anteriormente se comento que realmente no funcionaba totalmente bien dicho programa,pero en este caso, las tres lıneas que mide se encuentran aisladas. En particular la lıneasituada en 6707.43 A, no se ve apenas afectada por el litio pues su abundancia resultadespreciable frente a la de hierro.

Al representar la EW de la lınea de Fe I (6707.43 A) en funcion de la EW de lasotras dos, se puede apreciar aparentemente una dependencia lineal entre las variables(ver Apendice B.). La Tabla 1 muestra los dos ajustes realizados. Observando dichosajustes de ambas rectas, se puede ver que ambas pendientes obtenidas son practicamenteiguales, mientras que si hay diferencias significativas en las ordenadas. Sin embargo, loscoeficientes R2 de los ajustes no son especialmente buenos debido a la gran dispersion delos datos que provienen principalmente de las medidas de espectros de GIRAFFE. Tal vezpuedan mejorarse estos ajustes utilizando una mayor cantidad de informacion provenientede espectros de UVES.

Tabla 1: Ajuste de la EW de las lıneas de hierro frente a la EW del hierro en 6707.43 A.

Ajuste Fe I 6707.43 A vs Fe I 6703.57 A Fe I 6707.43 A vs Fe I 6705.10 A

Pendiente 0,406±0.038 0.392±0.038

Ordenada -0,5±3.7 5.0±3.3

Coeficiente R2 0.31 0.30

Debido a que puede ponerse en entredicho la fiabilidad de este metodo es convenienteutilizar otras correcciones. Una de las tecnicas mas utilizadas para hacer estas correccioneses mediante el color. En el caso particular en el que se tienen Li I + Fe I, se puede seguir lacorreccion por color de Sordeblom et al. (1993). Esta correccion se basa en que la presenciade Fe I es directamente proporcional al color, o lo que es lo mismo, al tipo espectral. Secalcula empıricamente la EW del Fe I (6707.43 A) de la siguiente manera:

EW(FeI 6707.43 A

) (mA

)= 20 (B − V )− 3 (3)

Tal que (B-V) es el color de la estrella. De esta manera se obtiene facilmente la EWdel litio restando la EW del hierro calculado mediante esta sencilla cuenta.

Si se calcula la EW del hierro haciendo uso de los dos ajustes lineales y de lacorreccion por color, para las estrellas en las que manualmente no se ha detectado litio,es posible compararlo con los resultados que aporta TAME para estos objetos. De estamanera puede comprobarse que metodo es mas adecuado para calcular la EW del hierro.

11

3 MEDIDAS ESPECTRALES 3.3 Medidas de la actividad cromosferica.

Por lo general las diferencias entre los valores medidos por TAME y los extrapolados porambos ajustes son menores que los obtenidos por color. Sin embargo, esto se debe a quelas mayores diferencias provienen de los casos “extremos” de ajustes de TAME, comopor ejemplo, muy malos ajustes que subestiman o sobrestiman la EW de Fe I. Por tantocreo que para poder utilizar el metodo de los ajustes lineales, serıa necesario disponer demedidas mas precisas. Se procede entonces, a corregir las medidas de Li I + Fe I, quese han denotado en la tabla mediante el ındice de control 1, utilizando la correccion porcolor.

3.3. Medidas de la actividad cromosferica.

Con lo que respecta a la actividad cromosferica, se ha cuantificado mediante la EWde la lınea de Hα en emision. Se pueden ver dos ejemplos de emision en Hα en las Figuras8 y 11. Al igual que en el caso del litio, se ha medido cinco veces la EW de Hα presente encada estrella. En las Tablas 3 y 4, se pueden ver las medidas realizadas junto con el erroraleatorio estadıstico (expresion (2)).

En la columna correspondiente se puede ver que en algunos casos aparece el sımbolo“**”. Se indica ası los casos en los que visualmente se cree que hay un llenado de la lınea deHα en absorcion. Se puede ver un ejemplo de lo observado, en la Figura 13. En el grafico secomparan las lıneas de Hα en absorcion correspondientes a dos estrellas diferentes. Pues-to que estas dos estrellas en particular, tienen temperaturas efectivas de 4500 y 4300 Krespectivamente, se puede suponer que son tipos espectrales similares. Como puede verse,una de las lıneas tiene menor profundidad de que la otra y por tanto, esto puede debersea un llenado de la lınea, producido por emision en Hα. Este hecho indicarıa una ciertaactividad cromosferica, que aunque podrıa ser pequena, sı que estarıa presente.

6 5 5 8 6 5 6 0 6 5 6 2 6 5 6 4 6 5 6 6 6 5 6 8

0 , 0

0 , 2

0 , 4

0 , 6

0 , 8

1 , 0

P o s i b l e l l e n a d o : 0 8 4 2 5 2 8 6 - 5 2 4 7 4 4 1

Flujo

norm

aliza

do

l ( A )

S i n l l e n a d o : 0 8 4 2 4 8 2 4 - 5 3 0 1 5 7 7

Figura 10: Comparacion de dos estrellas con temperaturas efectivas similares. Se puede com-parar en el rango de Hα ambas estrellas y verse el posible llenado de una de ellas.

Dicho esto, hay que aclarar que solo es una inspeccion visual muy superficial y yaque para poder asegurar que la estrella tiene actividad cromosferica, serıa necesario reali-zar un proceso de sustraccion espectral (Montes et al. 2004), que por falta de tiempo nose ha podido realizar.

Cabe resaltar la presencia de un doble pico en emision en Hα en algunas de lasestrellas estudiadas (Figura 11). Se observa esta peculiaridad en estrellas tipo T Tauriclasicas (CTT) (Zapatero Osorio et al. 2002).

12

4 CRITERIOS DE PERTENENCIA

6 5 5 8 6 5 6 0 6 5 6 2 6 5 6 4 6 5 6 6 6 5 6 8 6 5 7 0 6 5 7 2 6 5 7 40 , 5

1 , 0

1 , 5

Flujo

norm

aliza

do

l ( A )

0 8 3 9 5 3 6 7 - 5 3 1 8 0 3 6 0 8 4 5 2 6 9 2 - 5 2 5 2 0 2 0

Figura 11: Doble pico en lınea de emision de Hα,en estrellas muy activas.

Las estrellas CTT, que se encuentranen la pre-secuencia principal, acretan ma-terial del disco que las rodea y por tantoson muy activas tal y como se puede com-probar. Esto concuerda con las suposicio-nes que se han hecho anteriormente sobrelos cumulos jovenes. Sin embargo, en estecaso, el cumulo no es suficientemente jovencomo para tener estrellas CTT. Por otrolado, la EW de Hα debe ser mayor que 10A para considerar la estrella CTT, y uni-camente lo cumplirıa el objeto 08384401-5322511 del que se habla mas adelante. Portanto, estos objetos son simplemente muyactivos, y el doble pico se produce por au-toabsorcion en la cromosfera.

Por otro lado, podrıa pensarse que las medidas se podrıan haber realizado de unaforma mucho mas comoda utilizando TAME, ya que se trata de una lınea sin apenas con-taminacion. Sin embargo, haciendo uso de TAME, no podrıa comprobarse visualmente sihay parte de llenado de la lınea. De esta forma se justifican las medidas manuales de EWde Hα. Como conclusion, decir que la presencia de Hα en emision, o un posible llenado,es un buen indicador de pertenencia al cumulo ya que se tratarıa de una estrella joven.

4. CRITERIOS DE PERTENENCIA

Para hacer un analisis de las medidas espectrales, previamente es necesario iden-tificar que estrellas pertenecen a los cumulos. En primer lugar se ha llevado a cabo unabusqueda bibliografica, de tal manera que se ha tratado de encontrar que estrellas dela muestra, ya han sido estudiadas previamente y se han clasificado como miembros delcumulo o candidatos a serlo.

Los criterios que se explican en esta seccion, no es necesario aplicarlos a toda lamuestra, sino que unicamente se consideran miembros en potencia, aquellas estrellas enlas que o bien se les ha detectado litio o emision en Hα. Se incluyen tambien aquellos obje-tos que podrıan tener litio o llenado en Hα, es decir, los marcados en las Tablas 3 y 4 con“*” y “**”. Tambien se aplican los criterios a aquellos objetos que han sido catalogadoscomo miembros o candidatos de uno de los cumulos en algun estudio anterior.

Como ya se menciono en la Seccion 2, los dos principales filtros que se utilizan en estetrabajo son la velocidad radial y diagramas color-magnitud. Ademas, se tiene en cuentala presencia litio y actividad cromosferica para completar los criterios de pertenencia.

4.1. Distribucion de velocidad radial.

Para poder descartar estrellas es necesario conocer la distribucion de velocidad ra-dial, que es proporcionada para cada estrella por GES. Estos valores se pueden ver enla Tabla 5, junto con otros parametros estelares determinados por GES. La temperaturaefectiva y la gravedad superficial son calculados mediante los ajustes, mientras que otrosparametros como la velocidad radial se hallan mediante la funcion de correlacion cruzada

13

4 CRITERIOS DE PERTENENCIA 4.1 Distribucion de velocidad radial.

(CCF) (Sacco et al. 2014; Spina et al. 2014; Frasca et al. 2015 y Smiljanic et al. 2014).

Utilizando los valores de velocidad radial de todas las estrellas de los cumulos IC2391, IC 2602 y IC 4665, estudiadas por GES se representan histogramas de frecuencia.En la Figura 12 se puede ver que las distribuciones que siguen los histogramas de IC4665 y IC 2602 son aparentemente distribuciones gaussianas. Esto concuerda con lo quese presenta en los estudios de cumulos abiertos que se han citado anteriormente. Haciendoesta suposicion se han ajustado los histogramas a distribuciones gaussianas, que son laslıneas rojas en las correspondientes figuras. Los ajustes realizados se pueden ver en la Tabla2, donde se presentan los valores de media (µ) y desviacion tıpica (σ) con sus respectivoserrores. Observando los ajustes junto con los histogramas se llega a la conclusion de quese trata de unos ajustes relativamente buenos. A pesar, de las claras dificultades que sepresentan en los histogramas, las distribuciones se ajustan de forma adecuada.

- 2 0 0 - 1 5 0 - 1 0 0 - 5 0 0 5 0 1 0 0 1 5 0 2 0 00 , 0 0 0

0 , 0 0 4

0 , 0 0 8

0 , 0 1 2

0 , 0 1 6 H i s t . V . r a d i a l I C 4 6 6 5

Frec

uenc

ia

V e l o c i d a d r a d i a l ( k m / s )

(a)

- 7 5 - 5 0 - 2 5 0 2 5 5 0 7 5 1 0 0 1 2 5 1 5 00 , 0 0 0

0 , 0 0 4

0 , 0 0 8

0 , 0 1 2

0 , 0 1 6 H i s t . V . r a d i a l I C 2 6 0 2

Frec

uenc

ia


(b)

Figura 12: (a) Histograma de frecuencias de la velocidad radial del cumulo IC 4665. (b)Histograma de frecuencias de la velocidad radial del cumulo IC 2602. En ambos casos se harealizado un ajuste a las distribuciones suponiendo que siguen distribuciones gaussianas.

Sin embargo, hay que tratar de forma distinta el caso del cumulo IC 2391. Obser-vando el histograma de este cumulo, que puede verse representado en la Figura 13, secomprueba que tiene una distribucion diferente. Tal y como sucede en el cumulo GammaVelorum (Jeffries et al. 2014), pueden verse dos posibles componentes en los histogramas.Ası, ademas del pico principal situado entorno a 15 km/s se aprecia una agrupacion se-cundaria entorno a 50 km/s, aunque con menor frecuencia. Por este motivo al realizar elajuste a una distribucion gaussiana simple al igual que en los casos anteriores, la curvaque se obtiene no se ajusta bien a los datos (ver Figura 13(a)).

Por este motivo, se hace el ajuste a la suma de dos distribuciones gaussianas, tenien-do cuidado de normalizar dicha suma. De esta forma, se ajusta mucho mejor la curva alos datos (ver Figura 13(b)). En la Tabla 2, se pueden ver los resultados de ambos ajustes,utilizando una o dos distribuciones gaussianas, denotados como Una componente y Doscomponentes respectivamente. Con estos resultados, se toma como buen ajuste el corres-pondientes al de Dos componentes.

Se obtiene como resultado que la velocidad de los cumulos es la media obtenida enlos ajustes. En particular, para IC 2391, se toman los valores calculados para la distribu-cion gaussiana centrada entorno a 15 km/s, mientras que en un principio se supone quela segunda distribucion se debe al azar. Estos valores de velocidad radial pueden compa-rarse con diversos estudios anteriores (Stauffer et al. 1997; Levato et al. 1988; Prosser &

14

4 CRITERIOS DE PERTENENCIA 4.2 Diagramas de Hertzsprung-Russell.

Giampapa 1994; Jeffries et al. 2009 y Platais et al. 2007.) siendo similares a lo obtenidoen este trabajo.

Tabla 2: Ajustes gaussianos a los histogramas de velocidades de los cumulos IC 4665 y IC2602. Se muestran los valores de media y desviacion tıpica en ambos ajustes.

XXXXXXXXXXXAjusteCumulo

IC 4665 IC 2602 IC 2391

Una componente Dos componentes

Media (µ) -10.4±1.9 10.52±0.71 37.8±1.3 14.3±1.0 47.9±1.8

Desviacion(σ) 46.7±1.4 30.93±0.50 27.12±0.93 10.34±0.82 15.1±1.4

- 5 0 - 2 5 0 2 5 5 0 7 5 1 0 0 1 2 5 1 5 00 , 0 0 0

0 , 0 0 5

0 , 0 1 0

0 , 0 1 5

0 , 0 2 0

0 , 0 2 5H i s t . V . r a d i a l I C 2 3 9 1

Frec

uenc

ia


(a)

- 3 0 0 3 0 6 0 9 0 1 2 0 1 5 00 , 0 0 0 0

0 , 0 0 4 5

0 , 0 0 9 0

0 , 0 1 3 5

0 , 0 1 8 0

0 , 0 2 2 5H i s t . V . r a d i a l I C 2 3 9 1

Frec

uenc

ia


(b)

Figura 13: Histograma de frecuencias de la velocidad radial del cumulo IC 2391. (a) Ajustea una distribucion gaussiana simple del histograma de frecuencias de velocidad radial de IC2391. (b) Ajuste a la suma de dos distribuciones gaussianas, del mismo histograma.

Para aplicar este primer filtro, es necesario establecer un rango en velocidad radial.Tratando de no dejar fuera ningun posible candidato por errores de medida, se toma elrango [µ− 2σ, µ+ 2σ], siendo µ y σ los parametros hallados a partir de los ajustes y quese encuentran recogidos en la Tabla 2. Se dispone ası de un primer filtro.

4.2. Diagramas de Hertzsprung-Russell.

La situacion de una estrella en el diagrama de Hertzsprung-Russell (HR), ayuda adescartar posibles estrellas gigantes o estrellas de campo. Una forma sencilla de aplicareste criterio de seleccion es utilizar diagramas Color-Magnitud (CMD). Para ello, se re-presenta una de las magnitudes en funcion del color o temperatura.

Al igual que en el caso de la velocidad radial, la informacion fotometrica tambienha sido proporcionada por GES y se encuentra recogida en la Tabla 5. Sin embargo, enalgunos casos no ha sido suficiente y se ha buscado informacion bibliografica adicional.Ademas, ha sido necesario realizar algunas transformaciones entre colores y temperaturasefectivas y para ello se han utilizado diversas tablas de conversion, (Bessell & Weiss 1987;Kenyon & Hartmann 1995 y Stauffer et al. 1995), por ejemplo, para las medidas de IC2602 ya que apenas se tienen valores de magnitud y color.

Para poder establecer el criterio es necesario disponer de modelos que nos indiquenla posicion de las estrellas en los diagramas. Las isocronas, dan la posicion en los dia-gramas, en funcion de su color (temperatura, tipo espectral ...) y su magnitud absoluta

15

4 CRITERIOS DE PERTENENCIA 4.2 Diagramas de Hertzsprung-Russell.

(Luminosidad) para una misma edad. Aunque existen numerosos modelos para isocronas ytrazas evolutivas de estrellas frıas en pre-secuencia principal, ZAMS y secuencia principal(D’Antona & Mazzitelli 1997; Bernasconi 1996; Girardi et al. 2000; Lejeune & Schaerer2001, etc.), en esto caso se han utilizado principalmente Siess et al. (2000) y Baraffe etal. (2015). Esta eleccion se ha hecho principalmente por que son las mas utilizadas en losestudios de este tipo de objetos, y ademas, se ha comprobado que son los modelos quemejor se ajustan a los datos. Ademas, los modelos dan los valores de magnitud absoluta,y por tanto se debe asumir un modulo de distancia. Finalmente se ha tomado la distanciade IC 2391, IC 2602 y IC 4665, como 144.9 pc, 148.6 pc y 350 pc, respectivamente, queprovienen del estudio de paralajes con datos de Hipparcos (van Leeuwen, 2009).

En la Figura 14 puede verse la representacion del diagrama color-magnitud (Magni-tud absoluta en la banda V y color (V-I)) de los objetos de los cumulos IC 2391 (triangulosverdes) y IC 4665 (cuadrados azules) que cumplen este criterio. Ademas, se puede ver encuadrados grises el mismo diagrama de los objetos de los que se tiene informacion fo-tometrica y se encuentran en el campo de estos dos cumulos aunque no pertenezcan aellos. Se representan tambien las isocronas propuestas por Siess et al. (2000), de 10, 20,30, 40 Ma (Millones de anos), y ZAMS. Pueden representarse ambos cumulos a la vezya que se esta tratando con la magnitud absoluta y en caso contrario, si se utilizase lamagnitud visual, deberıan tratarse por separado y modificar las isocronas.

Segun las isocronas, la edad aumenta hacia magnitudes mayores e ındices de colorpequenos. Por tanto, como los miembros del cumulo son jovenes y en muchos casos nohabran llegado a la secuencia principal, se encontraran a la derecha de la isocrona de laZAMS o en un entorno cercana a ella. Por este motivo, se han descartado los objetos queestuvieran muy alejados de la ZAMS por la izquierda. Puede verse que la mayorıa de lasestrellas seleccionadas con este criterio, tienen una edad teorica entre 10 y 60 Ma.

0 , 0 0 , 5 1 , 0 1 , 5 2 , 0 2 , 5 3 , 0 3 , 5 4 , 0

1 4

1 2

1 0

8

6

4

2

I C 2 3 9 1 I C 4 6 6 5 Z A M S 1 0 M a 2 0 M a 3 0 M a 4 0 M a

M v

( V - I )

Figura 14: Diagrama color-magnitud de los objetos que cumplen este criterio, de los cumulosIC 2391 (triangulos verdes) y IC 4665 (cuadrados azules). Los cuadrados grises son todos losobjetos en el campo de los cumulos, utilizando toda la informacion fotometrica proporcionadapor GES, que incluye objetos que no son miembros. Ademas, se representan las isocronas dela ZAMS, y 10, 20, 30 y 40 Ma (Siess et al. 2000).

16

5 RESULTADOS Y ANALISIS

6 0 0 0 5 5 0 0 5 0 0 0 4 5 0 0 4 0 0 0 3 5 0 0 3 0 0 08

7

6

5

4

3

2

1

0

M J

T e m p e r a t u r a ( K )

I C 2 6 0 2 Z A M S 1 0 M a 2 0 M a 3 0 M a 4 0 M a

Figura 15: Diagrama color-magnitud de los obje-tos que cumplen el criterio, del cumulo IC 2602(cırculos azules). Ademas, se representan las iso-cronas de la ZAMS, y 10, 20, 30 y 40 Ma (Siesset al. 2000).

Se analiza por separado el caso deIC 2602, pues no se dispone de infor-macion fotometrica en las B, V e I.Sin embargo si que se tiene informa-cion de las bandas J, H y K, y tem-peratura efectiva, por lo que el diagra-ma puede hacerse con algunas de es-tas variables. En la Figura 15 se pue-de ver el diagrama color-magnitud deeste cumulo, representando la magnitudabsoluta en la banda J, en funcion dela temperatura. Al igual que en el ca-so de los otros dos cumulos, los ob-jetos seleccionados por este criterio, seencuentran entorno a la isocrona deZAMS.

Por ultimo, decir que en los casos en los que existen dudas sobre la pertenencia alcumulo se recurrira a tener en cuenta si puede tratarse de un objeto con emision Hα yen cuyo caso, se acepta que sean miembros. En ultima instancia, se tendra en cuenta quetenga una posicion razonable en la representacion de la Figura 16.

5. RESULTADOS Y ANALISIS

Teniendo en cuenta los criterios comentados en la seccion anterior, se elabora laTabla 6. En las dos primeras columnas de dicha tabla, se indica si el objeto tiene o noabsorcion en litio o emision en Hα. Ademas se utiliza la misma simbologıa que en las Ta-blas 3 y 4 para los casos en que es posible la presencia de litio o llenado de la lınea de Hα(“*” y “**” respectivamente). Por otro lado, en las columnas 4 y 5 se indica si el objetocumple los criterios explicados en la seccion 4, de diagrama color-magnitud y velocidadradial respectivamente.

Ademas, en la columna 6, denotada como Bibliografıa, se senalan aquellas estrellasque teniendo una entrada en SIMBAD, estan catalogadas como miembros de alguno delos cumulos (M ), o son candidatos suspcetibles de serlo (C ). En las columnas 7 y 8, sepueden ver los otros nombres con que se pueden encontrar los estos objetos en las distintasreferencias.

Despues de hacer un analisis detallado e individual de esta muestra de estrellas,se apunta en la columna 9 (Clasificacion), cual es el estatus, con lo que a pertenenciaal cumulo se refiere, segun las medidas de litio y emision cromosferica, y criterios depertenencia llevados a cabo en este estudio. El analisis ha incluido la verificacion individualde la posicion que ocupan los objetos en las Figuras 14, 15 y 16. Con lo que respecta a lanotacion utilizada, se han senalado con la letra M, aquellas estrellas que cumplen todoslos criterios y que por tanto se consideran miembros del cumulo. Por otro lado, los objetosmarcados con NM, son aquellos que despues del analisis se han excluido como miembrosdel cumulo. Por otro lado, los objetos clasificados con la letra P se consideran candidatosmuy fiables de formar parte del cumulo IC 2391. Las razones por las que se les da estaasignacion a estos objetos se puede ver mas adelante.

17

5 RESULTADOS Y ANALISIS 5.1 Determinacion de la edad.

5.1. Determinacion de la edad.

Para determinar la edad a partir de las medidas de litio de los objetos clasificadoscomo miembros, se representa la EW en funcion de la temperatura (o color, tipo espec-tral...), de tal manera que pueda observarse cual es la distribucion. Ademas, con el fin decomparar con otros cumulos, se representan las envolventes de los cumulos Hyades (600Ma) (Soderblom et al. 1993), Pleiades superior e inferior(78-125 Ma) (Neuhauser et al.1997 y Soderblom et al. 1993), y IC 2602 (10-35 Ma) (Montes et al. 2001). Las envolventesrepresentan la posicion por encima de la cual es muy improbable encontrar estrellas delcumulo en un diagrama de este tipo. De esta manera es posible acotar la edad de otroscumulos si se dispone de suficiente informacion.

En la Figura 16(a) se puede ver la representacion de la EW del litio en funciondel color (V-I) para los miembros de IC 2391 determinados en este estudio (cuadradosnegros). Ademas, se han representado las envolventes de los distintos cumulos ((Env.) enel grafico) y datos de miembros del cumulo provenientes de otros estudios, (Randich et al.2001 (cırculos) y De Silva et al. 2013 (triangulos)). Ası se dispone de mayor informaciona la hora de obtener los resultados.

Viendo la representacion, lo primero que se observa es la gran dispersion de los datosque abarcan una parte muy importante del grafico (Honda et al. 2015). Por este motivo,al determinar la edad del cumulo, unicamente es posible dar un rango de valores.

Se observa que las medidas realizadas en este trabajo, son totalmente compatiblescon lo obtenido en estudios anteriores. Ademas, se puede ver que de todos los datos,ninguno se encuentra por debajo de la envolvente inferior de las Pleiades (125 Ma), sinoque el grueso de los datos se acercan mas la envolvente superior de las Pleiades (78 Ma) yal de IC 2602 (10-35 Ma). Por este motivo, se determina que el rango de edad del cumulo,segun este metodo, serıa de entre 20 y 85 Ma. A pesar de la gran dispersion de los datos,queda constancia de que se trata de un cumulo joven.

0 , 5 1 , 0 1 , 5 2 , 0 2 , 5 3 , 00

5 0

1 0 0

1 5 0

2 0 0

2 5 0

3 0 0

3 5 0

EW(Li

I)(mA

)

( V - I )

I C 2 3 9 1 R a n d i c h e t a l . 2 0 0 1 D e S i l v a e t a l . 2 0 1 3 I C 2 6 0 2 ( E n v . ) P l e i a d e s S u p . ( E n v . ) P l e i a d e s I n f . ( E n v . ) H y a d e s ( E n v . )

(a)

8 0 0 0 7 0 0 0 6 0 0 0 5 0 0 0 4 0 0 00

5 0

1 0 0

1 5 0

2 0 0

2 5 0

3 0 0

3 5 0 I C 4 6 6 5I C 2 6 0 2 J e f f r i e s e t a l . 2 0 0 9 I C 2 6 0 2 ( E n v . ) P l e i a d e s S u p . ( E n v . ) P l e i a d e s I n f . ( E n v . ) H y a d e s ( E n v . )

EW(Li

I)(mA

)

T e m p e r a t u r a e f e c t i v a ( K )

(b)

Figura 16: a) Representacion de la EW de litio en funcion del color, para el cumulo IC 2391.Se puede ver ademas, datos obtenidos por Randich et al. (2001) y De Silva et al. (2013) y lasenvolventes de los cumulos Hyades (600 Ma) , Pleiades superior e inferior (78-125 Ma) y IC2602 (10-35 Ma). b) En este caso se representa la EW de litio frente a la temperatura paralos miembros de IC 4665 (triangulos negros) y IC 2602 (cuadrados naranjas). Se incluyen lasmismas envolventes que en el caso anterior, debidamente transformadas y las medidas paraIC 4665 de Jeffries et al. (2009) (triangulos planos).

18

5 RESULTADOS Y ANALISIS 5.1 Determinacion de la edad.

Cabe destacar que en la zona en que el color V-I esta comprendido entre 2 y 2.5, nohay ningun miembro de este cumulo. Esto se debe a la presencia de bandas molecularesen los espectros de estos objetos tal y como se explico en la seccion 3.1. Son precisamenteestos objetos susceptibles de tener litio, aunque en muy poca cantidad, aquellos que en laTabla 6 se han marcado como muy posibles con la letra P. Ademas, es muy posible queno tengan litio debido a que son esos tipos espectrales en los que comienza a desaparecerel litio (ver seccion 2). Por este motivo creo que realmente es muy probable que seanmiembros de IC 2391. Ademas, hay que decir que el litio vuelve a aparecer a partir deV − I ' 2.7. En ese momento, la temperatura central de la estrella no es suficientementealta como para quemar el litio con tanta eficiencia y por tanto aparece de nuevo en losespectros.

Se realiza este analisis de igual manera para los cumulos IC 2602 y IC 4665. Peroen estos casos se representa la EW del litio en funcion de la temperatura junto con lasenvolventes de los mismo cumulos que el caso anterior. Para las envolventes, la conversionde color a temperatura ha sido realizada con las tablas de conversion mencionadas en laseccion 4.2. El resultado que se obtiene se encuentra en la Figura 16(b).

En este caso, para comparar, se han representado la EW del litio obtenidos porJeffries et al. (2009) para IC 4665. Mientras que al disponer de la envolvente de IC 2602no es necesario buscar mas informacion al respecto. Puede verse que las medidas de estetrabajo se encuentran muy cercanas a las envolventes de IC 2602 y la superior de lasPleiades. Debido a escasez de medidas de estos cumulos (unicamente se han medido es-pectros de UVES), no es posible dar una estimacion propia de la edad. Sin embargo, sique es bastante consistente decir que a la vista de los resultados, se trata de dos cumulosmuy jovenes. Esta conclusion esta totalmente de acuerdo con lo que se muestra en lasreferencias bibliograficas .

Otra manera de analizar la presencia de litio es representar la abundancia de litio(log(A(Li I))) en funcion de la temperatura. Para transformar la EW en abundancia, sehan recurrido a curvas de crecimiento (Zapatero Osorio et al. 2002 y Sorderblom et al.1993). El resultado de realizar una interpolacion bilineal en las tablas, se puede ver en lasTablas 3 y 4, en la columna log(A(Li)). Debido a la escasa informacion propia de que sedispone para los cumulos IC 4665 y IC 2602, este analisis solo se ha hecho para IC 2391.

En la Figura 17 se puede ver la representacion de la abundancia de litio en funcionde la temperatura (cuadrados rojos). Se han incluido los modelos de Baraffe et al. (2015)que muestran el comportamiento para 10, 20, 50 y 100 Ma. Se han incluido los valores deabundancia de litio obtenidos para miembros de IC 2391 por Barrado y Navascues et al.(2004) (rombos), Randich et al. (2001) (cırculos) y Platais et al. (2007) (triangulos).

Puede verse que la mayorıa de los objetos se encuentran entre una edad de 10 y50 Ma lo que da una idea de la juventud de este cumulo. Por otro lado, haciendo usounicamente me los datos obtenidos en este trabajo, puede determinarse la edad segun elmetodo de Lithium Depletion Boundary. Una vez desaparece el litio en estrellas de menortemperatura que 4500K, los primeros objetos en que vuelven a tenerlo, se encuentranentorno a 3500K. Observando la grafica podrıa darse un intervalo de edad de entre 15y 50 Ma. Es un rango muy amplio, pero, puede verse que una pequena variacion en lasmedidas modificarıa notablemente este valor y por tanto conviene ser cauteloso. Estosvalores estarıan en concordancia con los aportados en Allen et al. (2003), que haciendouso de funciones de luminosidad para objetos poco masivos, da un valor de 35 Ma.

19

5 RESULTADOS Y ANALISIS 5.2 Analisis de la actividad cromosferica.

7 0 0 0 6 0 0 0 5 0 0 0 4 0 0 0 3 0 0 0 2 0 0 0 1 0 0 00

1

2

3

log(A

(Li))

T e m p e r a t u r a ( K )

I C 2 3 9 1 1 0 M a 2 0 M a 5 0 M a 1 0 0 M a

Figura 17: Representacion del logaritmo decimal de la abundancia de litio, en funcion de latemperatura para el cumulo IC 2391 (cuadrados rojos), Los sımbolos vacios son los valoresobtenidos para este mismo cumulo por Barrado y Navascues et al. (2004) (rombos), Randichet al. (2001) (circulos) y Platais et al. (2007) (triangulos). Se anaden los modelos de Baraffeet al. (2015) para edades de 10, 20, 50 y 100 Ma.

5.2. Analisis de la actividad cromosferica.

En este trabajo, se analiza la activad cromosferica cuantificada mediante la EW dela lınea de Hα en emision, que se encuentran recogidas en las Tablas 3 y 4. Al igual que enel caso del litio, se dispone de mas informacion propia para el cumulo IC 2391, que de IC2602 y IC 4665, por lo que la mayor parte del analisis se centra en IC 2391. Tal y como semuestra en algunos estudios de cumulos jovenes (Barrado y Navascues et al. 2004; Staufferet al. 1991 y Prosser et al. 1991), se representa la EW de la lınea de Hα (EW(Hα)(A))en funcion del color, tipo espectral o temperatura. En las Figuras 18 y 19 se puede veresta representacion para los objetos determinados como miembros del cumulo IC 2391 yaquellos que se considera que es muy posible que tambien lo sean.

En primer lugar se comparan los valores de Hα obtenidos en este trabajo (cuadradosrojos) con otros artıculos (Figura 18). En la representacion se comparan con otros estudiosde este cumulo (sımbolos sin relleno): Randich et al. (2001) (cırculos), Barrado y Navas-cues et al. (2004) (cuadrados) y Platais et al. (2007) (triangulos). Comparando todas lasmedidas, se puede ver que son totalmente compatibles y se obtiene una distribucion muybien definida. Se comprueba que la actividad cromosferica aumenta conforme disminuye latemperatura efectiva debido a que se trata de objetos totalmente convectivos. Puede verseque se ha medido una estrella (08384401-5322511) con una EW de 27 A, y temperatura de4990 K. Es un objeto muy activo y por tanto, muy variable que ya fue estudiado en dosnoches consecutivas por Barrado y Navascues et al. (2004). Ademas, se observa que la es-trella se situa por encima del lımite establecido por Barrado y Navascues & Martın (2003)(lınea azul), para estrellas CTT. Por tanto, se puede clasificar esta estrella como una CTT.

Notese, que en este trabajo apenas se hayan encontrado estrellas con temperaturasmayores de 5000 K con emision en Hα. Esto se debe a que en la muestra proporcionadahabıa pocos objetos con temperaturas tan elevadas como 5200 K, por lo que segun losespectros analizados no es posible comprobar esa zona del grafico. Ademas, el estudio deBarrado y Navascues et al. (2004), se centra en el estudio de las enanas marrones y estre-llas de masa muy pequena, cuya temperatura esta fuera del rango de este estudio.

Ademas, se pueden comprobar estos resultados, con lo obtenido para otros cumulosde distintas edades. Se han escogido los datos de los cumulos M44 (Praesepe) (Kafka &

20

5 RESULTADOS Y ANALISIS 5.2 Analisis de la actividad cromosferica.

Honeycutt 2006) y NGC 7129 (Dahm & Hillenbrand 2015), cuyas edades son 630 y 2 Marespectivamente. De esta manera se tiene una edad mayor y menor para comparar. En laFigura 19, se ha representando la EW de la lınea de Hα en emision medidas, en funciondel color (V-I) para el cumulo IC 2391 (cuadrados rojos), y bibliografica para los cumulosM44 (triangulos azules) y NGC 7129 (cırculos verdes). Puede verse que todos los datosabarcan un rango de color muy similar, facilitando ası la comparacion.

7 0 0 0 6 0 0 0 5 0 0 0 4 0 0 0 3 0 0 00

5

1 0

1 5

2 0

2 5

3 0

3 5

4 0

��"��!�� #��

EW(H

a)(A)

��

Figura 18: Representacion de la EW en funcion de la temperatura para miembros del cumuloIC 2391. Los cuadrados rojos son las medidas realizadas para miembros de este cumulo. Seincluyen las medidas realizadas en otros trabajos (sımbolos sin relleno): Randich et al. (2001)(cırculos), Barrado y Navascues et al. (2004) (cuadrados) y Platais et al. (2007) (triangulos).La lınea azul es el lımite para estrellas CTT de Barrado y Navascues & Martın (2003).

0 1 2 3 4

1

1 0

1 0 0

I C 2 3 9 1 N G C 7 1 2 9 M 4 4

EW(H

a)(A)

( V - I )

Figura 19: Representacion de la EW de la lınea en Hα en emision medidas en funcion delcolor (V-I) para el cumulo IC 2391 (cuadrados rojos), y bibliograficas para M44 (triangulosazules) y NGC 7129 (cırculos verdes)

En primer lugar, notese que en la Figura 19 la escala es logarıtmica en el eje dela EW y por tanto las diferencias son mucho mayores que las observadas visualmente.Comparando los datos de M44, con los de IC 2391 se puede ver que por lo general losvalores son mayores en IC 2391 para un mismo tipo espectral. Esto indica que las estrellasde un mismo tipo espectral son mas activas en el caso de IC 2391, y que por lo tanto,como ya se ha explicado anteriormente, son mas jovenes. Por otro lado, se puede ver que laemision en Hα comienza para colores (V-I) menores (temperaturas mayores). Las medidasde Kafka & Honeycutt (2006), muestran que para (V-I)<2 la lınea de Hα se encuentra enabsorcion. Debido a su avanzada edad, la actividad cromosferica de las estrellas ha cesadoo es muy pequena para esos tipos espectrales.

21

5 RESULTADOS Y ANALISIS 5.3 Otros resultados y comprobaciones.

Sucede al contrario en el caso de NGC 7126, en el que sus estrellas tienen muchaactividad debido a su temprana edad. Por lo general, lo valores de EW son mucho mayoresque en IC 2391 para un mismo color. De esta manera se puede comprobar que hay clarasdiferencias en la actividad cromosferica en cumulos con distinta edad.

0 2 4 6 8 1 0 1 21 0

2 0

3 0

4 0

5 0

6 0

V.rot

(km/s)

E W ( H a ) ( A )

Figura 20: Representacion de la velocidad de ro-tacion en funcion de la EW de Hα, para losmiembros del cumulo IC 2391.

Por otro lado, la velocidad de ro-tacion (v·sin(i)) de la estrellas esta es-trechamente relacionada con su actividad.Ası, cuanto mayor es la actividad dela estrella, mayor lo es tambien su ve-locidad de rotacion. Utilizando la velo-cidad de rotacion recogida en la Ta-bla 5, de los miembros de IC 2391 quees del unico del que se dispone sufi-ciente informacion, se elabora la Figu-ra 20, donde se representa esta magni-tud en funcion de la EW de la lınea deHα.

A pesar de la incertidumbre en la i, se comprueba que las estrellas mas activas, sontambien las que tienen mayor v·sin(i). Aunque, la velocidad de rotacion es diferente enfuncion de la edad, en este caso la edad de las estrellas es similar ya que pertenecen almismo cumulo y este aspecto no es relevante. Finalmente, la velocidad de rotacion tambienaumenta cuando disminuye la temperatura debido a la relacion de esta con la actividad(Figura 18). Se perfeccionarıa esta parte si se dispusiera de informacion relativa al periodode rotacion.

5.3. Otros resultados y comprobaciones.

En la Tabla 3, se puede ver que algunas estrellas tienen una EW de la lınea de LiI muy grande, y que sin embargo no forman parte de ninguno de los cumulos (ver Tabla6). Los objetos en cuestion son: 08363139-5320463, 08390890-5218280, 08404796-5335083,08405259-5333576, 08405643-5308309, 08415197-5318197 y 08420803-5313061. Al teneruna cantidad importante de litio podrıa pensarse que se trata de objetos muy jovenes,sin embargo, no tienen emision en Hα y tampoco cumplen la mayor parte de los criterios.Segun Fekel & Watson (1998), es posible que se trate de estrellas gigantes de campo ricasen litio. Esto puede comprobarse situando las estrellas en diagrama Hertzsprung-Russell.

La representacion, puede verse en la Figura 21, donde se ha representado el loga-ritmo de la gravedad superficial (log(g)) en funcion de la temperatura. Los cırculos rojosrepresentan la posicion de cuatros estrellas de las que se dispone informacion de grave-dad y temperatura, identificadas como gigantes ricas en litio. Segun Ciardi et al. (2011)y Lanzafame et al. (2015), cuando log(g) es aproximadamente menor que 3.5, se tratade estrellas gigantes. Tal y como se observa en la grafica, esto confirma que se trata deestrellas gigantes ricas en litio.

Ademas, en la Figura 21, pueden verse en cuadrados azules los objetos clasificadoscomo miembros de los cumulos IC 2391, IC 2602 y IC 4665. Comparando con las isocronasy trazas evolutivas de Baraffe et al. (2015), se comprueba nuevamente que se trata deestrellas que se encuentran en la fase de pre-secuencia principal, o en un entorno muycercano a la ZAMS. Es decir, se tiene que los miembros de los cumulos estudiados sonmuy jovenes, lo que concuerda con lo analizado anteriormente.

22

5 RESULTADOS Y ANALISIS 5.3 Otros resultados y comprobaciones.

7 0 0 0 6 5 0 0 6 0 0 0 5 5 0 0 5 0 0 0 4 5 0 0 4 0 0 0 3 5 0 0 3 0 0 0 2 5 0 0

5 , 0

4 , 5

4 , 0

3 , 5

3 , 0

2 , 5

2 , 0

G i g a n t e s M i e m b r o s

0 . 3 M o1 . 4 M o

5 0 M a2 5 M a

8 0 M aZ A M S

1 0 M a

Figura 21: Diagrama Hertzsprung-Russell donde se senalan en cırculos rojos las gigantesricas en litio identificadas espectroscopicamente, y los miembros de los cumulos en cuadradosazules. Ademas, se han representado en lıneas discontinuas las isocronas segun Baraffe et al.(2015), para ZAMS, 10, 25, 50 y 80 Ma, junto con las trazas evolutivas, del mismo autor, enlıneas continuas verdes, para masas de 1.4, 1.0, 0.7, 0.5 y 0.3 masas solares respectivamente.Los puntos grises provienen de todos los datos de GES de gravedad superficial y temperatura.

0 , 5 1 , 0 1 , 5 2 , 0 2 , 5 3 , 0 3 , 5 4 , 01 6

1 4

1 2

1 0

8

6

4

I s o c r o n a s : 1 0 M . a . 2 0 M . a . 6 0 M . a Z A M S

M v

( V - I )

I C 2 3 9 1 D e S i l v a e t a l . 2 0 1 3 B a r r a d o y N a v a s v u e s e t a l . 2 0 0 4 R a n d i c h e t a l . 2 0 0 1

Figura 22: Diagrama color-magnitud paramiembros de IC 2391 hallados en este traba-jo, e informacion previa de otros estudios. Seincluyen isocronas de Siess et al. (2000).

Por otro lado se puede volver aelaborar el diagrama color-magnitud pa-ra los miembros de IC 2391 (Figura22). Incluyen las medidas de otros es-tudios (De Silva et al. 2013; Barra-do y Navascues et al. 2004 y Randichet al. 2001) y las isocronas de distin-tas edades de Siess et al. (2000). Secomprueba que la mayorıa de las estre-llas tienen una edad entre 10 y 60 Ma,lo que esta conforme con lo obtenidoen el analisis de edad anterior (Seccion5.1).

6 6 6 0 6 6 6 3 6 6 6 6 6 6 6 9 6 6 7 2 6 6 7 5 6 6 7 8 6 6 8 1 6 6 8 40 , 7 0

0 , 7 5

0 , 8 0

0 , 8 5

0 , 9 0

0 , 9 5

1 , 0 0

1 , 0 5

1 , 1 0

Flujo

norm

aliza

do

l ( A )

0 8 3 6 4 9 1 9 - 5 3 1 7 4 0 3 0 8 3 5 3 5 8 7 - 5 3 1 5 0 6 9

Figura 23: Espectro del sistema binario(08364919-5317403 en lınea azul) compara-do con el de una estrella aislada (08353587-5315069 en lınea roja) (ambos de GIRAFFE).

Por ultimo, decir que a pesar de quese filtraron posibles estrellas binarias antesde pasar el programa TAME a los espectros,se ha encontrado un sistema que muy proba-blemente sea binario (08364919-5317403). Enla Figura 23 se puede ver el desdoblamien-to de las lıneas en el sistema binario (lıneaazul), comparado con el espectro de una es-trella aislada (lınea roja). Esto se producepor efecto doppler ya que las dos estrellasorbitan una alrededor de la otra. Cuando laradiacion proviene de la estrella que se alejade nosotros, la lınea se desplaza a longitudesde onda mas largas. Sudece justo al contrariocon la estrella que se acerca cuyas lıneas sedesplazan a longitudes onda mas cortas.

23

6 CONCLUSIONES

6. CONCLUSIONES

Una de las primeras conclusiones que se sacan de este trabajo es que debe mejorarseel proceso de medida automatica realizada con TAME. Esto es necesario debido a que deesta manera podrıan analizarse una mayor cantidad de espectros. Actualmente, los gran-des proyectos cientıficos arrojan una gran cantidad de datos por lo que su analisis manualresulta muy tedioso. Como se ha podido comprobar, cuando la lınea de Li I se encuentraaislada, el analisis automatico funciona bien. Esto sucede en los casos en que la EW es muygrande, pero para poder tener suficiente informacion es necesario tener valores pequenos(Figura 16). Es en estos casos en los que resulta necesario un analisis manual e individualde los espectros.

Con lo que respecta a las medidas de EW de la lınea de Li I y Hα en emision,en algunos casos, ha sido posible comprobarlas ya que habıan sido medidas previamente.En la Tabla 6 puede verse aquellos objetos que han sido analizados en este trabajo y suEW de Li I o Hα en emision han sido obtenidos por otros autores (ver referencias en laTabla 5). Comparando las medidas se puede ver que en la mayor parte de los casos soncompatibles con lo obtenido en otros estudios. Por tanto se considera que se ha realizadoun buen proceso de medida.

De un total de 479 espectros analizados manualmente, (369 de resolucion media deGIRAFFE + 110 de muy alta resolucion de UVES), se ha medido la lınea de litio enabsorcion o Hα en emision en 163 casos. Se han teniendo en cuenta los casos en los quees posible que haya litio y no sea posible medirlo por la presencia de bandas molecularesy en los que se estima que pueda haber llenado de la lınea de Hα en absorcion .

Aplicando los filtros de velocidad radial y diagrama color-magnitud, y teniendo encuenta la actividad cromosferica y presencia de litio, se identifican como miembros y muyposibles miembros de los cumulos, 55 objetos en total, de los cuales 45 son de IC 2391,4 de IC 2602 y 6 de IC 4665. Segun la informacion bibliografica, los 4 y 6 miembros deIC 2602 y IC 4665 ya habıan sido clasificados previamente como tal. Sin embargo, se handescartado cinco estrellas de IC 4665 que habıan sido catalogados como miembros pre-viamente. Respecto al cumulo IC 2391, de las 45 estrellas clasificadas como miembros ymuy posibles miembros, 26 ya habıan sido confirmados previamente, mientras que se con-firman 3 estrellas clasificadas como candidatas en otros estudios anteriores. Por lo tanto,se introducen un total 16 nuevas estrellas que son miembros o muy posibles miembros aeste cumulo IC 2391. Ademas, atendiendo a los criterios establecidos en este trabajo, serechazan 15 objetos que habıan sido catalogados como miembros o candidatos. De los ob-jetos descartados como miembros de los cumulos, hay que destacar las estrellas gigantes decampo ricas en litio y el sistema binario. Profundizando en estos objetos, pueden resultarmuy interesantes para un estudio en un posible trabajo futuro.

Ademas, hay que comentar que el pico secundario de la distribucion de velocidadde IC 2391, ha sido desestimado como una posible segunda poblacion del propio cumulo.Teniendo en cuenta los criterios de litio, actividad y diagrama Hertzsprung-Russell no seobtienen mas que dos objetos que los cumplan y tengan velocidad radial cercana a 48km/s (ver Tabla 2).

El rango de edad del cumulo IC 2391 derivado de combinar lo obtenido mediantela distribuacion de la EW de litio en funcion del color y el metodo de Lithium DepletionBoundary es 20-50 Ma. Este valor es compatible con los resultados de Barrado y Navascueset al. (2004) (50 Ma), Allen et al. (2003) (35 Ma) y De Silva et al. (2013) (26 Ma). A pesar

24

7 AGRADECIMIENTOS

de ello, seguramente haya miembros del cumulo con edades entorno a 80 Ma. Por otrolado, los valores de EW de litio medidos para los cumulos IC 2602 y IC 4665, se ajustande forma correcta a la envolvente, y a las medidas de Jeffries et al. (2009), respectivamente.

Con lo que respecta a la actividad cromosferica de IC 2391, se comprueba que es loesperado para un cumulo joven de esta edad. Al comparar las medidas realizadas en estetrabajo con lo obtenido en otras investigaciones (Barrado y Navascues et al. 2004; Ran-dich et al. 2001 y Platais et al. 2007), se comprueba la tendencia y se complementan lasmedidas. Ademas, cuando se compara con medidas de otros cumulos de distintas edades(Kafka & Honeycutt 2006 y Dahm & Hillenbrand 2015) (ver Figura 19) la distribucion seencuentra entre cumulos de mayor y menor edad que el rango estimado. Para mejorar esteaspecto, podrıa hacerse sustraccion espectral en aquellas estrellas en las que es susceptibleque haya llenado en Hα, obteniendo mayor informacion de la actividad.

Por tanto, se obtienen unos resultados razonables para los cumulos estudiados, y esprobable que las medidas realizadas sean incluidas en el proyecto GES. Sin embargo, sepodrıa mejorar mediante un posible trabajo futuro.

Este trabajo futuro podrıa incluir la incorporacion de errores mas fiables a las me-didas y no unicamente el error estadıstico aleatorio. Ademas, hay que decir que no se hanrepresentado las barras de error de los graficos al utilizar la EW, pues apenas se ven enlas figuras. Por otro lado, deberıa buscarse la forma de calcular el error en la abundanciade litio.

Los criterios utilizados para seleccionar los miembros del cumulo parecen correctos,pero podrıan introducirse los movimientos propios y velocidades U, V y W de las estrellaspara mejorar la seleccion. Ademas, con todos los criterios deberıa implementarse algunmetodo para dar un valor de probabilidad de pertenencia al cumulo. De esta manera secuantificarıa y no se reducirıa todo a pertenencia o no, o en su defecto posible miembro.

Por ultimo, decir que una de las metas deberıa ser obtener una mayor cantidad demiembros para poder obtener las envolventes de los cumulos. De esta manera, cuanto ma-yor sea la cantidad de informacion, mas preciso sera el rango de edad estimado.

7. AGRADECIMIENTOS

En primer lugar quiero dar las gracias al proyecto GES ya que el trabajo se ha basa-do en las observaciones realizadas con los telescopios de la ESO en el programa 188.B3002,pertenenciente al survey espectroscopico Gaia-ESO. En este ambito, merece un reconoci-miento especial el colaborador del grupo, Hugo Tabernero por la ayuda con la preparacionde los espectros GES y sus indicaciones y consejos al comienzo del trabajo.

Por otro lado, me gustarıa agradecer los esfuerzos realizados por todos los profe-sores involucrados directa o indirectamente en el Master. Se ha tratado de relacionar losconocimientos aprendidos en las distintas asignaturas de este curso. En especial, agradeceral profesor David Montes Gutierrez por toda la ayuda prestada en forma de consejos yconocimientos, para poder realizar correctamente este trabajo. Ademas, quiero aprovecharpara darle las gracias a todos mis companeros por prestarme su ayuda y atencion siempreque la he necesitado. Para finalizar, me gustarıa agradecerle a todo aquel que dedique unaparte de su tiempo en leer este escrito.

25

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28

A MEDIDAS ESPECTRALES

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-5225

023

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T)

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0840

1533

-5325

310

317.7

102.5

92.7

26.2

0840

1609

-5325

476

*8.

930.

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0840

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-5336

393

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0840

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-5330

288

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02

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00.

390.

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-5219

417

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13

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-5340

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-5342

053

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24

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41

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0840

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-5336

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-5345

000

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-5225

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-5329

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11

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-5311

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42

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-5300

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-5245

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4085

-5258

402

38

100

93.2

44.3

34


CN

AM

EL

iI

(mA

)Ea(L

iI)

(mA

)lo

g(A

(Li)

)Hα

(A)

Ea(Hα

)(m

A)

Con

trol

Li

I(T

)F

eI

(1)(

T)

Fe

I(2

)(T

)F

eI

(3)(

T)

0840

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-5316

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-5248

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*4.

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-5302

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77.6

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-5247

408

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-5308

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-5238

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*3.

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-5244

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-5241

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-5250

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**6.9

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-5249

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*5.

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-5327

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-5239

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56.1

35


CN

AM

EL

iI

(mA

)Ea(L

iI)

(mA

)lo

g(A

(Li)

)Hα

(A)

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)(m

A)

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trol

Li

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)F

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T)

Fe

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)(T

)F

eI

(3)(

T)

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*7.

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***

25.8

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-5323

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-5321

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35-5

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36


CN

AM

EL

iI

(mA

)Ea(L

iI)

(mA

)lo

g(A

(Li)

)Hα

(A)

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)(m

A)

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trol

Li

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)F

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T)

Fe

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)(T

)F

eI

(3)(

T)

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*8.

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*4.

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-5313

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-5244

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*2.

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-5317

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-5300

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-5238

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-5322

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***

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-5239

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-5257

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*1.

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-5301

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***

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0842

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-5319

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37.2

86.3

92.8

41.2

37


CN

AM

EL

iI

(mA

)Ea(L

iI)

(mA

)lo

g(A

(Li)

)Hα

(A)

Ea(Hα

)(m

A)

Con

trol

Li

I(T

)F

eI

(1)(

T)

Fe

I(2

)(T

)F

eI

(3)(

T)

0842

4366

-5326

384

39.7

123.1

103.2

62.5

0842

4385

-5234

272

5.6

90.8

76.2

37.5

0842

4419

-5331

431

10.7

108.3

96.9

25.3

0842

4440

-5312

319

30.4

124.5

93.3

26.2

0842

4803

-5257

010

45.1

74.9

59.8

28.6

0842

4824

-5301

577

60.6

155.3

117.5

65.8

0842

4903

-5252

157

*9.

161.

0121.2

59.4

20.3

0842

4966

-5251

439

14.3

153.4

144.4

49.9

0842

5161

-5324

277

50.1

108.2

89.8

60.3

0842

5286

-5247

441

***

35.9

114.5

44

33.9

0842

5386

-5251

207

***

21.4

105.9

111.9

40

0842

5529

-5252

233

41.1

120.1

102.6

59.9

0842

5572

-5320

349

41.8

78

74.7

29.3

0842

5631

-5259

002

40.1

100.5

66.6

11.9

0842

5822

-5302

233

18

111.5

108.7

20.4

0843

0093

-5239

058

79.5

140.7

137.2

80.8

0843

0354

-5235

549

6.8

106

60.8

20

0843

0372

-5324

148

52.3

135.8

132.6

59

0843

0821

-5244

002

39.9

84.9

70.5

28.3

0843

1030

-5324

577

39.3

94.3

96.2

53.5

0843

1049

-5245

204

35.

80

0.97

0.4

51

42.4

73

74.5

36.4

0843

1058

-5250

134

*3.

070.

0640.5

107.6

24.2

42.1

0843

1303

-5329

082

*9.

941.

4122.7

96.5

5.9

0843

1362

-5324

105

18.

56

0.89

0.4

72

56

117

120.5

21.2

0843

1537

-5251

231

45

87.8

101.7

62.8

0843

1548

-5238

493

*7.

950.

2962.1

52.7

4.7

0843

2115

-5304

048

40.5

95.1

110.3

40.4

0843

2355

-5301

079

25.7

113.5

94.1

45.6

0843

2464

-5303

553

27.3

103.9

45.2

30.7

0843

2495

-5248

169

48.1

102.1

71.1

52.8

0843

2584

-5302

201

95.4

55.7

0843

2587

-5256

248

42.

28

0.47

1.0

41

56.5

90

76.6

51.9

0843

3277

-5247

541

50.5

139.7

114.6

57

0843

3841

-5250

551

*12

.77

1.03

27.4

50.3

45.6

34.7

38


CN

AM

EL

iI

(mA

)Ea(L

iI)

(mA

)lo

g(A

(Li)

)Hα

(A)

Ea(Hα

)(m

A)

Con

trol

Li

I(T

)F

eI

(1)(

T)

Fe

I(2

)(T

)F

eI

(3)(

T)

0843

3979

-5258

309

56.

72

5.38

0.6

01.

880.

031

32.8

11

41.9

32.8

0843

3989

-5301

596

37.2

97.6

116.3

47.4

0843

4131

-5238

566

104.6

92.4

29.1

0843

4376

-5301

221

16.2

112.3

107.1

45.2

0843

4636

-5257

031

38.8

89.7

72.6

44.4

0843

4694

-5259

351

27.2

102.7

70.8

23.8

0843

4941

-5259

502

12.3

88.3

78.4

27.7

0843

5119

-5256

089

68.

16

2.38

1.2

11

70.3

81.2

95.5

86.3

0843

5167

-5242

455

29.1

94.2

87.5

43.8

0843

5595

-5241

541

2.9

113.8

98.1

49.8

0844

0210

-5256

239

27.

38

1.16

0.5

01

34

85.1

90.3

40.7

0844

1732

-5302

586

3.4

76.6

59.5

28.4

0844

1984

-5259

424

18.6

82.4

66.8

41.1

0844

2238

-5248

588

53.

30

3.84

0.9

81

77.4

92.7

70.3

77.7

0844

2273

-5247

262

17.4

66.7

69.7

19.4

0844

2554

-5246

494

31.8

102.3

98.1

49.8

0844

2762

-5253

431

11.9

76.5

53.6

12

0844

2842

-5301

478

14.2

101

74.2

44.9

0844

3396

-5246

277

74.

90

0.45

1.2

91

76.6

102.7

108.2

90.1

0844

3402

-5244

022

***

4.8

80

66.6

24.2

0844

3655

-5246

405

34.4

75.9

103.5

39.6

0844

4075

-5243

070

8.8

71.5

62.7

25.2

0844

4334

-5248

432

63.3

114

99.5

64.4

0844

4805

-5247

228

67.

82

2.35

1.2

21

85.5

76.8

66.9

82.6

0844

5267

-5248

145

51.

38

2.05

0.9

61

29.4

84

84

27.2

0845

0338

-5254

307

28.7

77.6

93.1

28.7

0845

0414

-5249

582

35

92.3

99.8

50.4

0845

0525

-5250

236

28.6

94.9

87.1

34.6

0845

1201

-5253

060

674.1

59.1

20.7

0845

1348

-5303

020

16.3

114.9

99.5

46.9

0845

1786

-5253

011

33.8

98.4

69.3

41.5

0845

1883

-5259

257

*7.

160.

1324

81.2

20.8

0845

2277

-5246

539

36.5

78.5

94.5

40.5

0845

2470

-5301

226

155.

22

7.07

0.4

16.

450.

211

59.5

65.1

29.6

4.2

39


CN

AM

EL

iI

(mA

)Ea(L

iI)

(mA

)lo

g(A

(Li)

)Hα

(A)

Ea(Hα

)(m

A)

Con

trol

Li

I(T

)F

eI

(1)(

T)

Fe

I(2

)(T

)F

eI

(3)(

T)

0845

2692

-5252

020

201.

30

1.36

2.0

90.

615

0.02

11

209

82.8

72.9

204.7

0845

2722

-5250

419

32.6

79

65.9

29.8

40


Tabl

a4:

Med

idas

man

uale

sen

espe

ctro

sde

UV

ES

para

los

cum

ulo

sIC

2391,

IC2602

yIC

4665

de

laan

chu

raeq

uiv

ale

nte

de

lalı

nea

de

Li

Iy

Hα

enem

isio

n,

jun

toco

nsu

ser

rore

ses

tadıs

tico

sale

ato

rios.

El

para

met

rode

Con

trol,

indic

alo

sdis

tin

tos

esce

nari

os

que

seti

enen

al

reali

zar

las

med

idas

de

lalı

nea

de

Li

Ide

form

am

an

ual.

Adem

as,

sein

clu

yen

las

med

idas

au

tom

ati

cas

con

TA

ME

,des

ign

aci

on

(T),

de

laan

chu

raeq

uiv

ale

nte

de

lalı

nea

espe

ctra

lde

Li

I,ası

com

ola

sm

edid

as

de

las

lın

eas

de

hie

rro

cuya

dis

tin

cion

entr

ela

slı

nea

sde

Fe

I(6

703.4

6A

),(6

705.1

0A

)y

(6707.4

3A

),se

hace

nre

spec

tiva

men

teco

n(1

),(2

),y

(3).

CN

AM

EL

iI

(mA

)Ea(L

iI)

(mA

)lo

g(A

(Li)

)Hα

(A)

Ea(Hα

)(m

A)

Con

trol

Li

I(T

)F

eI

(1)(

T)

Fe

I(2

)(T

)F

eI

(3)(

T)

Med

idas

IC23

91

0836

5498

-5308

342

209

.64.0

92.

85

**1

216.0

0217.5

059.3

058.3

008

3823

73-5

257

322

7.7

016.8

063.8

069.3

008

3850

73-5

225

382

2.1

008

3855

45-5

222

391

7.1

037.5

0102.9

092.1

008

3917

23-5

218

236

2.3

019.6

075.4

072.4

008

3935

74-5

343

310

48.4

028.0

008

3943

04-5

257

510

0840

0345

-5306

273

11.0

065.2

055.9

008

4005

71-5

305

599

10.

42

0.7

60.

68

312.9

09.3

079.5

074.8

008

4018

90-5

345

161

14.1

067.6

061.0

008

4125

88-5

322

415

294

.72

13.2

72.

71

-1.4

60.

035

116.8

076.5

008

4146

59-5

303

449

5.8

008

4205

61-5

239

291

2.6

015.6

068.9

063.5

008

4209

96-5

258

038

2.08

0.2

0**

308

4212

30-5

306

038

101

.96

4.0

33.

07

**1

2.5

008

4216

90-5

240

336

15.2

070.7

057.4

008

4229

90-5

330

347

8.7

037.8

0107.2

094.3

008

4355

95-5

241

541

35.1

035.1

093.6

083.2

008

4434

50-5

255

325

7.1

018.6

065.9

073.5

0

Med

idas

IC46

65

174

4271

1+054

7196

202

.34

1.7

92.

97

**1

151.7

04.7

045.7

03.3

0174

4356

5+055

7208

31.

76

1.9

02.

18

131.0

03.1

021.3

027.4

0174

4581

0+055

1329

206

.46

3.2

42.

97

**1

211.1

06.0

045.4

033.8

0174

5122

5+051

4597

17.

16

2.0

02.

33

35.8

017.2

0174

5194

0+054

7401

243

.08

1.9

72.

97

**1

249.3

05.1

011.6

018.3

0174

5250

8+055

1388

277

.28

5.1

93.

27

**1

91.7

06.4

032.0

011.3

0174

5290

6+060

1462

**5

2.4

0

41


CN

AM

EL

iI

(mA

)Ea(L

iI)

(mA

)lo

g(A

(Li)

)Hα

(A)

Ea(Hα

)(m

A)

Con

trol

Li

I(T

)F

eI

(1)(

T)

Fe

I(2

)(T

)F

eI

(3)(

T)

174

5567

9+060

1044

52.2

02.5

027.2

034.6

0174

6070

9+055

5486

170

.26

1.0

03.

32

**1

173.3

0172.9

033.2

050.4

0174

6184

5+052

8170

55.

88

3.4

32.

58

350.4

06.5

032.1

044.3

0174

7116

6+054

1502

37.2

1.5

41.

89

227.6

015.0

054.3

063.8

0174

7154

4+055

6358

225

.316

.51

3.34

**34.3

016.1

04.7

07.6

0174

7325

2+055

2316

66.

18

3.3

22.

80

367.1

06.0

028.8

044.7

0174

7490

7+053

2396

**5

5.7

062.7

060.2

0174

8049

8+054

8421

59.2

2.2

01.

80

2

Med

idas

IC26

02

1028

3748

-6445

080

2.7

027.8

088.1

077.1

010

2843

72-6

435

392

72.

26

2.2

53.

42

374.0

04.9

06.0

017.4

010

2914

66-6

439

127

3.1

037.1

033.3

010

3012

25-6

435

258

3.0

030.2

093.9

075.5

010

3024

05-6

318

366

9.88

1.9

40.

49

26.5

028.2

083.6

071.6

010

3027

10-6

450

088

5.78

0.2

30.

19

35.8

027.7

086.5

075.1

010

3037

98-6

330

550

8.76

0.6

70.

22

35.8

020.9

079.5

068.3

010

3043

21-6

327

465

2.88

0.1

20.

08

42.1

021.4

079.5

069.9

010

3044

75-6

443

306

37.

08

0.7

60.

83

235.9

036.7

0108.1

087.7

010

3121

82-6

329

281

3.5

016.3

081.0

067.0

010

3137

22-6

327

243

8.9

070.6

067.0

010

3219

65-6

322

325

3.16

0.6

7-0

.20

44.8

041.4

0104.1

091.5

010

3341

81-6

413

457

228

.96

0.9

42.

98

0.31

10.

021

1235.1

04.3

062.0

057.6

010

3437

69-6

410

068

44.8

042.8

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092.1

010

3439

57-6

407

258

2.8

032.2

090.2

079.7

010

3611

11-6

409

576

25.

96

1.5

51.

11

223.0

018.1

070.9

064.2

010

4000

80-6

449

212

10.7

057.4

0108.9

0103.0

010

4038

25-6

501

459

30.7

082.7

071.5

010

4054

43-6

447

593

37.0

037.7

091.7

083.7

010

4109

78-6

536

045

2.4

020.6

071.2

069.8

010

4116

36-6

454

552

4.1

036.1

090.3

085.2

010

4122

20-6

447

128

31.3

032.6

085.5

079.9

010

4129

52-6

535

235

4.42

0.3

5-0

.11

35.6

033.0

094.9

084.3

010

4145

61-6

534

337

9.74

1.7

80.

84

25.8

011.9

070.5

066.8

010

4241

67-6

543

415

15.7

064.1

058.7

0

42


CN

AM

EL

iI

(mA

)Ea(L

iI)

(mA

)lo

g(A

(Li)

)Hα

(A)

Ea(Hα

)(m

A)

Con

trol

Li

I(T

)F

eI

(1)(

T)

Fe

I(2

)(T

)F

eI

(3)(

T)

1042

4692

-6353

186

2.9

028.1

085.2

079.6

010

4303

77-6

402

194

27.9

085.8

072.8

010

4306

72-6

535

134

5.0

049.5

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010

4313

27-6

538

057

3.1

025.2

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074.8

010

4331

92-6

347

311

8.54

0.5

80.

68

28.1

029.8

080.0

080.1

010

4334

91-6

452

243

20.9

033.3

092.0

083.3

010

4337

89-6

544

597

3.6

02.8

010

4340

29-6

444

223

9.4

072.0

060.4

010

4406

81-6

359

351

190

.54

1.1

43.

26

**1

193.1

03.2

034.6

02.9

010

4407

27-6

354

568

7.9

037.4

0106.5

087.8

010

4412

21-6

403

452

4.2

061.8

049.7

010

4414

61-6

457

559

21.8

084.7

075.1

010

4422

56-6

415

301

165

.00

1.6

53.

15

**1

163.0

0164.0

040.6

047.9

010

4440

61-6

456

332

2.9

023.7

080.5

073.6

010

4454

89-6

354

018

2.4

053.9

039.8

010

4520

08-6

355

271

20.2

071.8

071.3

010

4528

26-6

413

450

3.1

010

4531

34-6

451

549

2.8

016.6

075.0

065.7

010

4547

36-6

457

074

4.4

029.2

091.2

081.6

010

4547

89-6

500

411

2.0

010

4553

98-6

419

569

9.1

08.1

086.6

078.6

010

4631

54-6

329

392

31.0

092.6

083.2

010

4639

18-6

411

459

5.3

014.9

071.0

063.3

010

4643

37-6

331

244

15.5

011.2

065.5

090.4

010

4651

81-6

334

157

307

.98

3.8

62.

97

0.29

20.

033

1318.7

085.6

069.8

010

4703

09-6

416

241

15.7

074.7

062.3

010

4706

13-6

325

568

36.3

035.4

0100.3

080.9

010

4725

47-6

331

564

28.

52

1.0

51.

31

218.2

019.8

067.2

069.9

010

4746

21-6

332

108

17.

52

1.5

21.

00

416.5

022.6

085.6

078.5

010

4747

12-6

434

113

51.

58

1.9

62.

62

214.4

06.0

030.1

042.7

010

4824

91-6

353

483

7.3

019.8

074.4

067.4

010

4855

73-6

403

551

5.34

0.8

70.

00

35.0

057.2

0123.7

0106.1

010

4922

43-6

502

120

3.9

022.1

072.7

068.4

010

4928

08-6

401

074

12.

70

2.5

00.

43

216.9

034.0

0102.3

093.4

0

43


CN

AM

EL

iI

(mA

)Ea(L

iI)

(mA

)lo

g(A

(Li)

)Hα

(A)

Ea(Hα

)(m

A)

Con

trol

Li

I(T

)F

eI

(1)(

T)

Fe

I(2

)(T

)F

eI

(3)(

T)

1049

4767

-6353

192

10.

70

0.4

70.

77

213.1

031.2

086.1

086.3

010

4955

15-6

357

402

3.7

010

4956

67-6

359

128

4.96

0.4

80.

23

46.9

037.2

098.8

088.5

010

5011

73-6

332

406

7.36

0.4

30.

39

27.7

049.2

0101.6

093.3

010

5020

12-6

342

055

9.5

039.1

099.5

088.7

010

5041

76-6

420

115

4.46

0.3

00.

26

44.9

025.3

084.2

075.7

010

5055

97-6

427

028

7.4

073.2

060.5

010

5058

58-6

343

000

11.1

024.4

090.8

069.2

010

5131

00-6

344

320

2.6

020.6

080.1

072.5

010

5143

39-6

336

283

9.4

063.2

055.0

010

5148

93-6

421

110

11.2

070.3

055.1

010

5158

18-6

340

266

7.30

1.1

20.

14

47.8

053.5

0104.6

0105.1

010

5210

47-6

342

542

7.7

048.2

061.6

010

5223

62-6

332

566

6.6

029.8

045.7

010

5228

44-6

416

489

3.2

069.1

059.6

010

5251

42-6

421

139

38.

35

2.8

50.

89

223.8

035.1

097.3

083.9

010

5256

90-6

427

429

4.3

025.2

075.6

075.0

0

44

B CALCULO DE LA ANCHURA EQUIVALENTE DE FE I (6707.43 A). AJUSTES

B. Calculo de la anchura equivalente de Fe I (6707.43 A). Ajustes

2 0 4 0 6 0 8 0 1 0 0 1 2 0 1 4 0 1 6 0 1 8 0 2 0 0

0

2 0

4 0

6 0

8 0

1 0 0

1 2 0

EW(Fe

I 670

7.43 A

)(mA)

E W ( F e I 6 7 0 3 . 5 7 A ) ( m A )

A J U S T E V a l o r E r r o r

P e n d i e n t e 0 , 4 0 6 0 , 0 3 8O r d e n a d a - 0 , 5 3 , 7

Figura 24: Representacion y ajuste de la anchura equivalente de la lınea de Fe I (6707.43A), en funcionde la anchura equivalente de la lınea de Fe I (6703.57A).

0 2 0 4 0 6 0 8 0 1 0 0 1 2 0 1 4 0 1 6 0 1 8 0

0

2 0

4 0

6 0

8 0

1 0 0

1 2 0

EW(Fe

I 670

7.43 A

)(mA)

E W ( F e I 6 7 0 5 . 1 0 A ) ( m A )

A J U S T E V a l o r E r r o rP e n d i e n t e 0 , 3 9 2 0 , 0 3 8O r d e n a d a 5 3 , 3

Figura 25: Representacion y ajuste de la anchura equivalente de la lınea de Fe I (6707.43A), en funcionde la anchura equivalente de la lınea de Fe I (6705.10A).

45

C INFORMACION FOTOMETRICA Y PARAMETROS ESTELARES

C.

Info

rmaci

on

foto

metr

ica

yp

ara

metr

os

est

ela

res

Tabl

a5:

Info

rmaci

on

foto

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rica

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ram

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tela

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pro

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por

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(km

/s)

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V-I

B-V

0835

1399

-5308

560

128

.808

-53.1

49

94.8

111

.70

2.88

4895.9

5-0

.21

14.9

51.2

01.7

108

3514

59-5

311

068

128

.811

-53.1

85

27.4

614

.80

5080.4

20.0

114.2

21.2

31.2

508

3517

87-5

301

421

128

.824

-53.0

28

33.0

717

.10

5499.6

70.0

313.6

11.2

01.1

008

3518

98-5

315

189

128

.829

-53.2

55

71.6

913

.20

2.52

4637.9

6-0

.12

15.6

51.4

31.5

108

3522

91-5

307

301

128

.845

-53.1

25

112

.73

12.2

02.

824888.2

0-0

.11

14.4

51.4

51.5

208

3535

87-5

315

069

128

.899

-53.2

52

29.9

513

.60

5074.2

2-0

.21

14.3

11.4

81.2

208

3540

78-5

315

506

128

.920

-53.2

64

6.3

013

.20

4532.1

40.0

914.3

71.6

01.5

508

3545

46-5

301

099

128

.939

-53.0

19

-6.4

414

.10

5100.3

6-0

.15

14.6

81.5

41.3

608

3545

51-5

315

242

128

.940

-53.2

57

-5.4

44.

514667.0

0-0

.07

12.5

01.2

51.0

608

3549

69-5

315

311

128

.957

-53.2

59

-0.8

312

.20

5028.3

4-0

.06

14.1

81.3

71.2

808

3550

28-5

300

325

128

.959

-53.0

09

20.0

612

.80

2.59

4890.6

6-0

.11

15.0

31.6

41.5

608

3605

10-5

315

216

129

.021

-53.2

56

41.5

414

.30

4593.8

4-0

.19

14.6

91.6

81.6

208

3606

76-5

314

162

129

.028

-53.2

38

11.1

112

.20

3.06

4914.1

6-0

.07

15.4

81.6

11.2

908

3609

61-5

317

270

129

.040

-53.2

91

41.2

212

.40

5116.0

8-0

.22

14.0

81.3

31.1

608

3611

53-5

312

360

129

.048

-53.2

10

52.9

210

.00

4.46

4278.9

7-0

.15

14.2

01.6

11.3

108

3612

20-5

300

045

129

.051

-53.0

01

2.0

713

.00

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66

E MEDIDAS OTROS AUTORES

E. Medidas otros autores

Tabla 7: Medidas de otros autores para los pocos objetos en comun con este trabajo. Las referen-cias pueden verse en la Tabla 6.

Medidas este trabajo Medidas otros autores

CNAME EW(Li)(mA) EW(Hα)(A) EW(Li)(mA) EW(Hα) (A)

08364573-5311329 39.38 8.49 <200 13.4008384401-5322511 27.72 <150 49.5/18.808392258-5355056 241.72 0.36 215.0008401000-5235114 11.57 <10 10.9008401829-5330288 60.02 0.39 55.0008412598-5326349 23.422 8.46 <10 7.3008412915-5316223 7.27 <10 2.0008413967-5259340 115.12 1.56 90.0008415154-5320597 3.42 <30 3.8008423068-5257345 1.25 <50 1.0008433841-5250551 12.77 <20 9.9008452692-5252020 201.3 0.62 204.00

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core.ac.uk · MEMORIA DEL TRABAJO FIN DE MASTER EN ASTROF ISICA DE LA UNIVERSIDAD COMPLUTENSE DE...

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