Se estudiaron los cúmulos inmersos DBS 77, 78, 102, 160 y 161 localizados en el plano Galáctico en el cuarto cuadrante de la Vía Láctea y el medio interestelar (MIE) circundante. Se analizó fotometría UBVIc (SOAR) y espectroscopía infrarroja (NTT, ESO). Estos datos fueron complementados con las bandas JHK (VVV+2MASS), H I en 21 cm (SGPS), 1.4 GHz (ATCA) y 4.85 GHz (PMN). Se realizó un análisis multibanda y clasificación espectral de las estrellas brillantes de cada zona. Se identificaron también, estructuras del MIE posiblemente vinculadas con los cúmulos. Finalmente, se obtuvieron valores preliminares para los parámetros fundamentales de los cúmulos estudiados y de las estructuras del MIE. Se estudió la vinculación entre ambosWe study the embedded clusters DBS77, 78, 102, 160, and 161 located in the Galactic plane in the fourth quadrant of the Milky Way and the surrounding interstellar medium (ISM). We analyzed UBVIc photometry (SOAR) and infrared spectroscopy (NTT, ESO). We complemented these data with JHK (VVV2MASS), HI 21 cm bands (SGPS), 1.4 GHz (ATCA), and 4.85 GHz (PMN). We did multiband analysis and spectral classification of the brightest stars in each area. We also identified the ISM structures possibly related to the clusters. Finally, we obtained the main parameters of the studied clusters, the structures of the ISM and the link between them.Instituto de Astrofísica de La Plat

Baume, Gustavo Luis

Borissova, J.

Chené, A. N.

Corti, Mariela Alejandra

Kurtev, R.

Panei, Jorge Alejandro

Ramirez Alegria, S.

Suad, L. A.

Testori, Juan Carlos

Spanish

SEDICI - Repositorio de la UNLP

BAAA, Vol. 57, 2014 Asociación Argentina de Astronomía
A.C. Rovero, C. Beaugé, L.J. Pellizza & M. Lares, eds. Boletín de artículos científicos
Vinculación entre varios cúmulos estelares y estructuras 
del medio interestelar
M.A. Cortó1’2, G.L. Baume1,3, J.A. Panei1,3, L.A. Suad2, J.C. Testori2, J. Borissova4,5, R. Kurtev4,5, 
A.N. Chené' & S. Ramírez Alegría4,5
2. Datos
Se analizaron los cúmulos inmersos DBS 77, 78, 102, 160 
y 161 (Dutra. et a.l., 2003). Para, ello, se obtuvieron 
imágenes en las bandas fotométricas UBVIC, empleando 
el SOAR Optica! Imager (SOI) en el telescopio SOAR 
de 4.1 m (CTIO, Chile). La. cámara, utilizada, posee 
una. escala, de 0 ,153/pix y cada, imagen cubre un área.
* http: //www.atnf.csiro.au/resea.rch/HI/sgps/queryForm.html
** http: //www.parkes.atnf.csiro.au/observing/databases/pnm/p
Presentación oral
1 Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas (UNLP)
2 Instituto Argentino de Radioastronomía, CCT-La Plata (CONICET)
3 Instituto de Astrofísica La Plata (CONICET - UNLP)
4 Instituto de Física y Astronomía (Universidad de Valparaíso, Chile)
5 The Millennium, Institute of Astrophysics (MAS, Chile)
6 Instituto de Astrofísica (PUCA, Chile)
1 Gernini Observatory, Northern Operation Centre (USA).
Contacto/ MAC: m.ariela&fcaglp.unlp.edu.ar
Resumen / Se estudiaron los cúmulos inmersos DBS 77, 78, 102, 160 y 161 localizados en el plano Galáctico en el 
cuarto cuadrante de la Vía Láctea y el medio interestelar (MIE) circundante. Se analizó fotometría UBVIC (SOAR) 
y espectroscopia, infrarroja (NTT, ESO). Estos datos fueron complementados con las bandas JHK (VVV+2MASS), 
HI en 21 cm (SGPS), 1.4 GHz (ATOA) y 4.85 GHz (PMN). Se realizó un análisis multibanda y clasificación 
espectral de las estrellas brillantes de cada zona. Se identificaron también, estructuras del MIE posiblemente 
vinculadas con los cúmulos. Finalmente, se obtuvieron valores preliminares para los parámetros fundamentales 
de los cúmulos estudiados y de las estructuras del MIE. Se estudió la vinculación entre ambos.
Abstract / We study the embedded clusters DBS 77, 78, 102, 160, and 161 located in the Galactic plañe in the 
fourth quadrant of the Milky Wa.y and the surrounding interstellar médium (ISM). We analyzed UBVIc photom- 
etry (SOAR) and infrared spectroscopy (NTT, ESO). We complemented these data, with JHK (VVV+2MASS), 
HI 21 cm bands (SGPS), 1.4 GHz (ATOA), and 4.85 GHz (PMN). We did multiband analysis and spectral classi- 
fication of the brightest stars in each area. We a.lso identified the ISM structures possibly related to the clusters. 
Finally, we obtained the main parameters of the studied clusters, the structures of the ISM and the link between 
them.
Keywords / stars: fundamental parameters - (ISM:) HII regions
1. Introducción
Los cúmulos estelares proveen una. herramienta, impor­
tante para, investigar varias propiedades estelares, del 
MIE y de la. estructura, de la. Galaxia.. En particular, 
los cúmulos inmersos permiten estudiar a. las estrellas 
jóvenes, su impacto sobre el medio circundante y deli­
near los brazos espirales (Ba.ume et a.l., 2014).
El objetivo de este trabajo es investigar la. com­
posición estelar y su interacción con el MIE en tres direc­
ciones del plano, en el cuarto cuadrante de la. Vía. Láctea.. 
Para, ello se combinaron observaciones fotométrica.s y es- 
pectroscópica.s infrarrojas con datos de hidrógeno neutro 
obtenidas de diferentes cúmulos inmersos, identificados 
en el catálogo de Dutra. et a.l. (2003)
! ! H
de 5 .2 x 5 .2 (FWHM "--2 ). Se emplearon también/ /
imágenes de 10 .0 x 10 .0 del VISTA Science Archive 
(VSA, Sa.ito et a.l. (2012)) (Fig. la.) y datos del catálogo 
2MASS (Skrutskie et a.l., 2006) para, tener información 
en las bandas JHK. Para, algunas estrellas brillantes (K 
< 13) se obtuvieron espectros IR en las bandas de 2.0 a. 
2.3 pm, con el espectrógrafo SOFI, con una. resolución 
AA = 4.66 Apix y el telescopio NTT (La. Silla., Chile).
Los datos en 21 cm y en continuo en 1.4 GHz, fueron 
obtenidos del releva.miento Southern Galactic Plañe Sur- 
vey (SGPS, Australia.)*  (McClure-Griffiths et a.l., 2005). 
Los mapas en 4.85 GHz, se consultaron del releva.miento 
Parkes-MIT-NRAO (PMN)**.
3. Análisis y Resultados
3.1. Espectroscópicos y fotométricos
Se realizó fotometría. PSF (Point. Spread Functíorí) uti­
lizando IRAF (Image Reduction and Analysis Facility) 
sobre las imágenes en el óptico (UBVIc) Y en el in-
1
Cúmulos estelares y estructuras del MIE
301 02 01 00300 59 58 57 56 55 54 53
Longitud Galáctica [gr]
40 60 80 100 120
-45 -40 -35 -30 -25 -20 -15 -10 -5 0
Velocidad Radial (LSR)[km/s]
Fig. 1: a) Imagen en falso color JHK de la región de DBS77. Se indican las estrellas con observaciones espectroscópicas y 
las zonas seleccionadas para estudiar al cúmulo, b) Mapa emisión HI a Vr(LSR) = —43 km s_1, zona celeste—azul centrada 
en el cúmulo DBS 77. c) Mapa distribución temperatura de brillo a l = 300°95. Las líneas curvas indican el efecto de 
absorción en la línea de la visual de la región HII localizada en Vr(LSR) = —43 km s_1.
frarrojo (JHK) del relevamiento VVV. En el caso de 
estrellas brillantes (K < 11) se adoptaron los datos in­
frarrojos provistos por el catálogo 2MASS.
Se obtuvieron espectros de las 8 estrellas más bri­
llantes ubicadas en la región del cúmulo DBS 77 (ver 
Fig. la) Los mismos fueron empleados para determinar 
el tipo espectral de cada estrella, consultando para ello 
el atlas de espectros en la banda K que ofrecen tipos 
espectrales derivados de estudios ópticos (Rayner et al., 
2009; Liermann et al., 2009; Meyer et al., 1998; Wallace 
& Hinkle, 1997).
Se construyeron los diagramas color-color (CC) y 
color-magnitud (CM) correspondientes a las regiones es­
tudiadas en base a los datos UBVIJK disponibles. En 
la Fig. 2 se presentan, como ejemplo, algunos de los 
diagramas de la región de DBS 77. Los diagramas CC 
y CM contienen dos poblaciones estelares: a) las estrel­
las de la población de campo (símbolos llenos grises) y 
b) la población del cúmulo afectada por un gran enro­
jecimiento y mezclada con las estrellas gigantes rojas de 
campo.
Con el objetivo de identificar los posibles miembros 
de los cúmulos IR y separarlos de las poblaciones de 
campo, se estimaron los excesos de color E(B-V) y E(J- 
K) y las distancias espectrofotométricas Vo — My y 
lío — Mk- Estos parámetros se obtuvieron de las es­
trellas cuya clasificación espectral pudo ser conocida, ya 
sea analizando sus espectros (ver panel derecho de la 
Fig. 2 a modo de ejemplo) o empleando los datos ob- 
servacionales ópticos (UBVIc) e infrarrojos (JHK) y las 
calibraciones dadas por Schmidt-Kaler (1982) y Koorn- 
neef (1983), respectivamente.
Con el objetivo de diferenciar a las estrellas tem­
pranas con enrojecimiento normal de aquellas que 
posiblemente tengan exceso infrarrojo, se calculó el 
parámero libre de enrojecimiento Qir = (J — H) — 
1.7(H — K) (Chené et al., 2012). Los diagramas CM: K 
vs (J — K) y CC: K vs Qir (Fig. 2), se han empleado 
para separar las estrellas de Secuencia Principal (MS) 
(símbolo azul) de las estrellas de Presecuencia (PMS) 
(símbolo rojo).
Con el propósito de detectar estrellas de PMS, se 
correlacionaron nuestros datos fotométricos con todos 
los datos del IR medio existentes para las regiones en 
estudio. Para ello se trabajó con los datos del MSX 
(Midcourse Space Experiment) (Egan et al., 2003) y del 
catálogo GLIMPSE***  del telescopio espacial Spitzer. 
Ambos se indican con los colores cyan y magenta, res­
pectivamente (ver Fig. 2).
*** http://www.astro.wisc.edu/glimpse/docs.html
En la Tabla 1 se indican los parámetros hallados 
para los cúmulos estudiados junto con la cantidad de 
estrellas tempranas (OB). La absorción en el visual con 
la que se corrige la magnitud observada V, fue cal­
culada considerando un enrojecimiento normal (R = 
Av/E(B — V) = 3.1), resultando ser: Av = 5.3 mag 
para el cúmulo DBS 77 y Av = 7.7 mag para los cúmulos 
DBS 78, 102, 160 y 161.
3.2. Radioastronómicos
Con el objetivo de conocer el MIE en el cual se están 
formando los cúmulos IR, se trabajó con mapas de HI 
de distintos relevamientos (ver sección 2.). Dichos ma­
pas se centran en las coordenadas galácticas de cada 
cúmulo (Tabla 1) y corresponden a la velocidad radial 
baricentral, en el sistema Local Standard of Rest (LSR) 
adoptada para cada uno de ellos (ver última columna en 
la Tabla 1). Dichas velocidades se emplearon junto con 
el modelo de ajuste lineal de rotación Galáctica (AL) de 
Fich et al. (1989) para estimar las correspondientes dis­
tancias cinemáticas. Todas las imágenes de HI fueron 
analizadas con el software AIPS (Astronomical Image 
Processing System).
En la Fig. Ib) se muestra una imagen de la dis­
tribución de emisión del HI, obtenida para el cúmulo 
DBS 77, vinculada a la velocidad radial Vr(LSR) = 
—43 km s_1. Los mínimos presentes en esta emisión 
de HI fueron interpretados como la absorción del 
HI de los fotones emitidos por fuentes en el con­
tinuo. Para establecer la naturaleza de dichas fuentes,
2 BAAA, 57, 2015
Corti et al.
B-V
Fig. 2: Diagramas fotométricos de la región de DBS 77. Las curvas verde punteada y roja sólida, indican la posición de la 
secuencia principal corregidas por el módulo de distancia con y sin enrojecimiento, respectivamente. La línea roja a trazos 
indica el camino del enrojecimiento normal (R = 3.1). Símbolos: cuadrados y círculos, estrellas con y sin clasificación 
espectral conocida mediante espectros, respectivamente; color gris, estrellas de campo; color rojo, estrellas PMS; color azul 
miembros OB y colores cyan y magenta, objetos estelares jóvenes del MSX y GLIMPSE, respectivamente. Panel d) estrellas 
con Qir < —0.1, PMS y con Q, > —0.1, tempranas. Espectros estelares en la región de DBS 77. Se indican las componentes 
químicas empleadas en la clasificación (líneas verticales) y los tipos espectrales adoptados.
se estimaron los correspondientes índices espectrales: 
a = log(S'i42o/S'485o)/log(4850/1420) para todas las re­
giones excepto para DBS 77, donde no se disponía de 
datos.
La ubicación de los cúmulos DBS 77 y DBS 78, es 
coincidente con la región HII ultra compacta (RHIIUC) 
Gum43 y GñS'301.11 + 00.97, respectivamente. En el 
caso de DBS 78 se obtuvo un valor a = 0.09, confir­
mando este resultado que DBS 78 forma parte de la 
RHII.
El cúmulo DBS 102 coincide su ubicación en la 
galaxia con la RHII G333.0 + 0.8 y DBS 160 y DBS 161 
coinciden con la RHIIUC GñS'332.5—00.10. Para ellos 
se pudieron obtener los valores de a = 0.06 y a = 0.1, 
respectivamente, confirmando también ellos la condición 
de RHÍI.
Tabla 1: Parámetros principales de los cúmulos inmersos
ID
DBS
(l.b)
[V]
OB R
H
(V-AA)* Vr(LSR) 
[km s~x]
77 (300.96, 1.15) 10 1.7 13.3 -43.0(1)
78 (301.12, 0.97) 3 1.3 13.3 -46.0(2)
102 (332.98, 0.77) 19 1.0 12.8 -52.04 (3)
160 (332.53, -0.12) 10 0.7 12.3 -46.7(1)
161 (332.54, -0.14) 25 1.0 12.3 -46.7(1)
4. Trabajo Futuro
BAAA, 57, 2015
(P Bronfman et al. (1996); (2Ú40.8 km s x: Bronfman et al. (1996) 
Ruchar & Clark (1997); * error = 0.5
del cuarto cuadrante de la Galaxia. Se pretende de esta 
forma, mejorar la información de la estructura de la Vía 
Láctea y la interacción de los grupos estelares jóvenes 
con el MIE.
Agradecimientos: MAC, GLB, JAP, LAS y JCT agradecen a 
CONICET (PIPs 112-201201-00226 y 112-201101-00301). JB, 
SRA y RK agradecen al Ministry of Economy, Development, and 
Tourism’s Millennium Science Initiative IC12009, concesión The 
Millennium Institute of Astrophysics y a los subsidios del Fonde- 
cyt Regular N° 1120601, 1130140 y 3140605. Agradecemos al Dr. 
Arnal, E. Marcelo por los comentarios aportados a los autores para 
mejorar este trabajo. Agradecemos al referee de este artículo por 
las correcciones propuestas al mismo.
Referencias
Baume G., et al., 2014, MNRAS, 443, 411
Bronfman L., Nyman L.-A., Ma.y J., 1996, A&AS, 115, 81
Chené A.-N., et al., 2012, A&A, 545, A54
Dutra C. M., et al., 2003, A&A, 400, 533
Ega.n M. P., et. al, 2003, VizieR Online Data Catalog, 5114
Fich M., Blitz L., Sta.rk A. A., 1989, ApJ, 342, 272 
Koornneef J., 1983, A&A, 128, 84
Ruchar T. A., Clark F. O., 1997, ApJ, 488, 224
Liermann A., Hamann W.-R., Oskinova L. M., 2009, A&A, 
494, 1137
McClure-Grifflths N. M., et al., 2005, ApJS, 158, 178
Meyer M. R., et al., 1998, ApJ, 508, 397
Rayner J., Cushing M., Vacca. W., 2009, ApJS, 185, 289 
Salto R. K., et al., 2012, A&A, 537, A107
Schmidt-Kaler Th. 1982, In Landolt-Bornstein New Series,
Group VI. Vol. 2b., eds. K. Schaifers & H. H. Voigt 
Skrutskie M. F., et al., 2006, AJ, 131, 1163 
Wallace L., Hinkle K., 1997, ApJS, 111, 445
Los cúmulos aquí presentados serán estudiados con más 
detalle, con el objetivo de estimar otros parámetros 
como sus edades y distribuciones de masa. Además, 
se aplicará esta metodología de estudio a otros cúmulos
3


Vinculacion entre varios cúmulos estelares y estructuras del medio interestelar

Servicio de Difusión de la Creación Intelectual

BAAA, Vol. 57, 2014 Asociación Argentina de AstronomíaA.C. Rovero, C. Beaugé, L.J. Pellizza & M. Lares, eds. Boletín de artículos científicosVinculación entre varios cúmulos estelares y estructuras del medio interestelarM.A. Cortó1’2, G.L. Baume1,3, J.A. Panei1,3, L.A. Suad2, J.C. Testori2, J. Borissova4,5, R. Kurtev4,5, A.N. Chené' & S. Ramírez Alegría4,52. DatosSe analizaron los cúmulos inmersos DBS 77, 78, 102, 160 y 161 (Dutra. et a.l., 2003). Para, ello, se obtuvieron imágenes en las bandas fotométricas UBVIC, empleando el SOAR Optica! Imager (SOI) en el telescopio SOAR de 4.1 m (CTIO, Chile). La. cámara, utilizada, posee una. escala, de 0 ,153/pix y cada, imagen cubre un área.* http: //www.atnf.csiro.au/resea.rch/HI/sgps/queryForm.html** http: //www.parkes.atnf.csiro.au/observing/databases/pnm/pPresentación oral1 Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas (UNLP)2 Instituto Argentino de Radioastronomía, CCT-La Plata (CONICET)3 Instituto de Astrofísica La Plata (CONICET - UNLP)4 Instituto de Física y Astronomía (Universidad de Valparaíso, Chile)5 The Millennium, Institute of Astrophysics (MAS, Chile)6 Instituto de Astrofísica (PUCA, Chile)1 Gernini Observatory, Northern Operation Centre (USA).Contacto/ MAC: m.ariela&fcaglp.unlp.edu.arResumen / Se estudiaron los cúmulos inmersos DBS 77, 78, 102, 160 y 161 localizados en el plano Galáctico en el cuarto cuadrante de la Vía Láctea y el medio interestelar (MIE) circundante. Se analizó fotometría UBVIC (SOAR) y espectroscopia, infrarroja (NTT, ESO). Estos datos fueron complementados con las bandas JHK (VVV+2MASS), HI en 21 cm (SGPS), 1.4 GHz (ATOA) y 4.85 GHz (PMN). Se realizó un análisis multibanda y clasificación espectral de las estrellas brillantes de cada zona. Se identificaron también, estructuras del MIE posiblemente vinculadas con los cúmulos. Finalmente, se obtuvieron valores preliminares para los parámetros fundamentales de los cúmulos estudiados y de las estructuras del MIE. Se estudió la vinculación entre ambos.Abstract / We study the embedded clusters DBS 77, 78, 102, 160, and 161 located in the Galactic plañe in the fourth quadrant of the Milky Wa.y and the surrounding interstellar médium (ISM). We analyzed UBVIc photom- etry (SOAR) and infrared spectroscopy (NTT, ESO). We complemented these data, with JHK (VVV+2MASS), HI 21 cm bands (SGPS), 1.4 GHz (ATOA), and 4.85 GHz (PMN). We did multiband analysis and spectral classi- fication of the brightest stars in each area. We a.lso identified the ISM structures possibly related to the clusters. Finally, we obtained the main parameters of the studied clusters, the structures of the ISM and the link between them.Keywords / stars: fundamental parameters - (ISM:) HII regions1. IntroducciónLos cúmulos estelares proveen una. herramienta, impor­tante para, investigar varias propiedades estelares, del MIE y de la. estructura, de la. Galaxia.. En particular, los cúmulos inmersos permiten estudiar a. las estrellas jóvenes, su impacto sobre el medio circundante y deli­near los brazos espirales (Ba.ume et a.l., 2014).El objetivo de este trabajo es investigar la. com­posición estelar y su interacción con el MIE en tres direc­ciones del plano, en el cuarto cuadrante de la. Vía. Láctea.. Para, ello se combinaron observaciones fotométrica.s y es- pectroscópica.s infrarrojas con datos de hidrógeno neutro obtenidas de diferentes cúmulos inmersos, identificados en el catálogo de Dutra. et a.l. (2003)! ! Hde 5 .2 x 5 .2 (FWHM "--2 ). Se emplearon también/ /imágenes de 10 .0 x 10 .0 del VISTA Science Archive (VSA, Sa.ito et a.l. (2012)) (Fig. la.) y datos del catálogo 2MASS (Skrutskie et a.l., 2006) para, tener información en las bandas JHK. Para, algunas estrellas brillantes (K < 13) se obtuvieron espectros IR en las bandas de 2.0 a. 2.3 pm, con el espectrógrafo SOFI, con una. resolución AA = 4.66 Apix y el telescopio NTT (La. Silla., Chile).Los datos en 21 cm y en continuo en 1.4 GHz, fueron obtenidos del releva.miento Southern Galactic Plañe Sur- vey (SGPS, Australia.)*  (McClure-Griffiths et a.l., 2005). Los mapas en 4.85 GHz, se consultaron del releva.miento Parkes-MIT-NRAO (PMN)**.3. Análisis y Resultados3.1. Espectroscópicos y fotométricosSe realizó fotometría. PSF (Point. Spread Functíorí) uti­lizando IRAF (Image Reduction and Analysis Facility) sobre las imágenes en el óptico (UBVIc) Y en el in-1Cúmulos estelares y estructuras del MIE301 02 01 00300 59 58 57 56 55 54 53Longitud Galáctica [gr]40 60 80 100 120-45 -40 -35 -30 -25 -20 -15 -10 -5 0Velocidad Radial (LSR)[km/s]Fig. 1: a) Imagen en falso color JHK de la región de DBS77. Se indican las estrellas con observaciones espectroscópicas y las zonas seleccionadas para estudiar al cúmulo, b) Mapa emisión HI a Vr(LSR) = —43 km s_1, zona celeste—azul centrada en el cúmulo DBS 77. c) Mapa distribución temperatura de brillo a l = 300°95. Las líneas curvas indican el efecto de absorción en la línea de la visual de la región HII localizada en Vr(LSR) = —43 km s_1.frarrojo (JHK) del relevamiento VVV. En el caso de estrellas brillantes (K < 11) se adoptaron los datos in­frarrojos provistos por el catálogo 2MASS.Se obtuvieron espectros de las 8 estrellas más bri­llantes ubicadas en la región del cúmulo DBS 77 (ver Fig. la) Los mismos fueron empleados para determinar el tipo espectral de cada estrella, consultando para ello el atlas de espectros en la banda K que ofrecen tipos espectrales derivados de estudios ópticos (Rayner et al., 2009; Liermann et al., 2009; Meyer et al., 1998; Wallace & Hinkle, 1997).Se construyeron los diagramas color-color (CC) y color-magnitud (CM) correspondientes a las regiones es­tudiadas en base a los datos UBVIJK disponibles. En la Fig. 2 se presentan, como ejemplo, algunos de los diagramas de la región de DBS 77. Los diagramas CC y CM contienen dos poblaciones estelares: a) las estrel­las de la población de campo (símbolos llenos grises) y b) la población del cúmulo afectada por un gran enro­jecimiento y mezclada con las estrellas gigantes rojas de campo.Con el objetivo de identificar los posibles miembros de los cúmulos IR y separarlos de las poblaciones de campo, se estimaron los excesos de color E(B-V) y E(J- K) y las distancias espectrofotométricas Vo — My y lío — Mk- Estos parámetros se obtuvieron de las es­trellas cuya clasificación espectral pudo ser conocida, ya sea analizando sus espectros (ver panel derecho de la Fig. 2 a modo de ejemplo) o empleando los datos ob- servacionales ópticos (UBVIc) e infrarrojos (JHK) y las calibraciones dadas por Schmidt-Kaler (1982) y Koorn- neef (1983), respectivamente.Con el objetivo de diferenciar a las estrellas tem­pranas con enrojecimiento normal de aquellas que posiblemente tengan exceso infrarrojo, se calculó el parámero libre de enrojecimiento Qir = (J — H) — 1.7(H — K) (Chené et al., 2012). Los diagramas CM: K vs (J — K) y CC: K vs Qir (Fig. 2), se han empleado para separar las estrellas de Secuencia Principal (MS) (símbolo azul) de las estrellas de Presecuencia (PMS) (símbolo rojo).Con el propósito de detectar estrellas de PMS, se correlacionaron nuestros datos fotométricos con todos los datos del IR medio existentes para las regiones en estudio. Para ello se trabajó con los datos del MSX (Midcourse Space Experiment) (Egan et al., 2003) y del catálogo GLIMPSE***  del telescopio espacial Spitzer. Ambos se indican con los colores cyan y magenta, res­pectivamente (ver Fig. 2).*** http://www.astro.wisc.edu/glimpse/docs.htmlEn la Tabla 1 se indican los parámetros hallados para los cúmulos estudiados junto con la cantidad de estrellas tempranas (OB). La absorción en el visual con la que se corrige la magnitud observada V, fue cal­culada considerando un enrojecimiento normal (R = Av/E(B — V) = 3.1), resultando ser: Av = 5.3 mag para el cúmulo DBS 77 y Av = 7.7 mag para los cúmulos DBS 78, 102, 160 y 161.3.2. RadioastronómicosCon el objetivo de conocer el MIE en el cual se están formando los cúmulos IR, se trabajó con mapas de HI de distintos relevamientos (ver sección 2.). Dichos ma­pas se centran en las coordenadas galácticas de cada cúmulo (Tabla 1) y corresponden a la velocidad radial baricentral, en el sistema Local Standard of Rest (LSR) adoptada para cada uno de ellos (ver última columna en la Tabla 1). Dichas velocidades se emplearon junto con el modelo de ajuste lineal de rotación Galáctica (AL) de Fich et al. (1989) para estimar las correspondientes dis­tancias cinemáticas. Todas las imágenes de HI fueron analizadas con el software AIPS (Astronomical Image Processing System).En la Fig. Ib) se muestra una imagen de la dis­tribución de emisión del HI, obtenida para el cúmulo DBS 77, vinculada a la velocidad radial Vr(LSR) = —43 km s_1. Los mínimos presentes en esta emisión de HI fueron interpretados como la absorción del HI de los fotones emitidos por fuentes en el con­tinuo. Para establecer la naturaleza de dichas fuentes,2 BAAA, 57, 2015Corti et al.B-VFig. 2: Diagramas fotométricos de la región de DBS 77. Las curvas verde punteada y roja sólida, indican la posición de la secuencia principal corregidas por el módulo de distancia con y sin enrojecimiento, respectivamente. La línea roja a trazos indica el camino del enrojecimiento normal (R = 3.1). Símbolos: cuadrados y círculos, estrellas con y sin clasificación espectral conocida mediante espectros, respectivamente; color gris, estrellas de campo; color rojo, estrellas PMS; color azul miembros OB y colores cyan y magenta, objetos estelares jóvenes del MSX y GLIMPSE, respectivamente. Panel d) estrellas con Qir < —0.1, PMS y con Q, > —0.1, tempranas. Espectros estelares en la región de DBS 77. Se indican las componentes químicas empleadas en la clasificación (líneas verticales) y los tipos espectrales adoptados.se estimaron los correspondientes índices espectrales: a = log(S'i42o/S'485o)/log(4850/1420) para todas las re­giones excepto para DBS 77, donde no se disponía de datos.La ubicación de los cúmulos DBS 77 y DBS 78, es coincidente con la región HII ultra compacta (RHIIUC) Gum43 y GñS'301.11 + 00.97, respectivamente. En el caso de DBS 78 se obtuvo un valor a = 0.09, confir­mando este resultado que DBS 78 forma parte de la RHII.El cúmulo DBS 102 coincide su ubicación en la galaxia con la RHII G333.0 + 0.8 y DBS 160 y DBS 161 coinciden con la RHIIUC GñS'332.5—00.10. Para ellos se pudieron obtener los valores de a = 0.06 y a = 0.1, respectivamente, confirmando también ellos la condición de RHÍI.Tabla 1: Parámetros principales de los cúmulos inmersosIDDBS(l.b)[V]OB RH(V-AA)* Vr(LSR) [km s~x]77 (300.96, 1.15) 10 1.7 13.3 -43.0(1)78 (301.12, 0.97) 3 1.3 13.3 -46.0(2)102 (332.98, 0.77) 19 1.0 12.8 -52.04 (3)160 (332.53, -0.12) 10 0.7 12.3 -46.7(1)161 (332.54, -0.14) 25 1.0 12.3 -46.7(1)4. Trabajo FuturoBAAA, 57, 2015(P Bronfman et al. (1996); (2Ú40.8 km s x: Bronfman et al. (1996) Ruchar & Clark (1997); * error = 0.5del cuarto cuadrante de la Galaxia. Se pretende de esta forma, mejorar la información de la estructura de la Vía Láctea y la interacción de los grupos estelares jóvenes con el MIE.Agradecimientos: MAC, GLB, JAP, LAS y JCT agradecen a CONICET (PIPs 112-201201-00226 y 112-201101-00301). JB, SRA y RK agradecen al Ministry of Economy, Development, and Tourism’s Millennium Science Initiative IC12009, concesión The Millennium Institute of Astrophysics y a los subsidios del Fonde- cyt Regular N° 1120601, 1130140 y 3140605. Agradecemos al Dr. Arnal, E. Marcelo por los comentarios aportados a los autores para mejorar este trabajo. Agradecemos al referee de este artículo por las correcciones propuestas al mismo.ReferenciasBaume G., et al., 2014, MNRAS, 443, 411Bronfman L., Nyman L.-A., Ma.y J., 1996, A&AS, 115, 81Chené A.-N., et al., 2012, A&A, 545, A54Dutra C. M., et al., 2003, A&A, 400, 533Ega.n M. P., et. al, 2003, VizieR Online Data Catalog, 5114Fich M., Blitz L., Sta.rk A. A., 1989, ApJ, 342, 272 Koornneef J., 1983, A&A, 128, 84Ruchar T. A., Clark F. O., 1997, ApJ, 488, 224Liermann A., Hamann W.-R., Oskinova L. M., 2009, A&A, 494, 1137McClure-Grifflths N. M., et al., 2005, ApJS, 158, 178Meyer M. R., et al., 1998, ApJ, 508, 397Rayner J., Cushing M., Vacca. W., 2009, ApJS, 185, 289 Salto R. K., et al., 2012, A&A, 537, A107Schmidt-Kaler Th. 1982, In Landolt-Bornstein New Series,Group VI. Vol. 2b., eds. K. Schaifers & H. H. Voigt Skrutskie M. F., et al., 2006, AJ, 131, 1163 Wallace L., Hinkle K., 1997, ApJS, 111, 445Los cúmulos aquí presentados serán estudiados con más detalle, con el objetivo de estimar otros parámetros como sus edades y distribuciones de masa. Además, se aplicará esta metodología de estudio a otros cúmulos3

http://sedici.unlp.edu.ar/bitstream/handle/10915/98869/Documento_completo.pdf?sequence=1

Vinculacion entre varios cúmulos estelares y estructuras del medio interestelar

Abstract

Similar works

Full text

Available Versions

SEDICI - Repositorio de la UNLP

Servicio de Difusión de la Creación Intelectual