Identificación de los miembros del cúmulo NGC 2587
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Identificación de los miembros del cúmulo NGC 2587 Rosa Beatriz Orellana 1,2 y María Silvina De Biasi 1,3,4 1 Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas, UNLP 2 IALP, Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas 3 Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas 4 Observatorio Naval Buenos Aires, Servicio de Hidrografía Naval, Armada Argentina XLVII Reunión de la Asociación Argentina de Astronomía La Plata, 20 al 23 de septiembre de 2005
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Identificación de los miembros del cúmulo NGC 2587. Rosa Beatriz Orellana 1,2 y María Silvina De Biasi 1,3,4. 1 Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas, UNLP 2 IALP, Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas 3 Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas - PowerPoint PPT Presentation
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Identificación de los miembros del cúmulo NGC 2587
Rosa Beatriz Orellana1,2 y María Silvina De Biasi1,3,4
1 Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas, UNLP
2 IALP, Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas
3 Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas
4 Observatorio Naval Buenos Aires, Servicio de Hidrografía Naval, Armada Argentina
XLVII Reunión de la Asociación Argentina de Astronomía
La Plata, 20 al 23 de septiembre de 2005
NGC 2587NGC 2587
Cúmulo abierto en Puppis
Designación John Herschel: 3124
Mag visual :9.2
Tamaño: 9’ (Lynga 1987, Gottlieb 1998)
AR (J2000.0) = 8h 23m 24.1s
Dec (J2000.0) = -29° 30’ 31”
Lindo cúmulo comprimido en el centro, figura irregular, mag 9 a 13 (Herschel J., 1864, Dreyer 1888)
Placa del OAC de 1917.13 digitalizada por Bustos Fierro, I. y Calderón J.
Se determinaron para 5430 estrellas en la región del cúmulo
•la posición ICRS , época 1917.13
•movimientos propios y sus errores [mas/año]
a partir de las posiciones medidas en la placa y de las publicadas en los catálogos astrométricos AC2000, UCAC2 y USNO-B1 (Bustos Fierro, I. y Calderón J. 2005)
Datos
AR DEC cos cos
126.36180500 -28.32210146 -10.67 6.41 1.58 2.04126.80514917 -28.31088136 -4.13 1.50 1.85 2.01
Posiciones ICRS época 1917.13
Región del cúmulo según datos NGC (fucsia)
-30,5
-30
-29,5
-29
-28,5
-28
8,304 8,32 8,336 8,352 8,368 8,384 8,4 8,416 8,432 8,448 8,464 8,48 8,496 8,512
AR [h]
de
c [°
]
-150
-100
-50
0
50
-100 -50 0 50 100 150cos [mas/año]
[mas/año]
Movimientos propios ICRS
-150
-100
-50
0
50
-100 -50 0 50 100 150
cos[mas/año]
[mas/año]
Selección de la muestra de trabajo
Modelo propuesto para el análisis de los movimientos propios (Vasilevskis – Sanders)
•La muestra de trabajo de los movimientos propios consiste en dos grupos: las estrellas de campo y las estrellas del cúmulo.
•Los dos grupos se encuentran distribuidos según funciones normales bivariadas.
•La función asociada a las estrellas del cúmulo es circular Øc (xi, yi) y la asociada a las estrellas de campo es elíptica Øe (xi, yi)
•La función de distribución será la superposición de las dos funciones bivariadas
Ø (xi, yi) = Øc (xi, yi) + Øe (xi, yi)
Función de distribución para el cúmulo 0 exp(-r/r0)Øc (xi, yi) = _______________ exp { -½ [(xi- xc)2 + (yi- yc)2]/ 2} 22
Función de distribución para las estrellas de campo f0 Øe (xi, yi) = _____________ exp { -½ [(xi- x0)2 / x
2 + (yi- y0) 2 / y2 ]}
2 x y
x , y = desviación standard de las estrellas de campo en x e y= desviación standard de las estrellas del cúmuloxc , yc = movimientos propios medios del cúmulo en x e yx0 , y0 = movimientos propios medios del campo en x e y xi , yi = movimientos propios en x e y para la i-ésima estrella de la muestra0 = densidad central de las estrellas del cúmulor0 = longitud de escalaf0 = densidad de las estrellas de campo
-150
-100
-50
0
50
-100 -50 0 50 100 150
cos[mas/año]
[mas/año]
Selección de la muestra de trabajo
Ø = Øc + Øe en fucsia
Función de distribución para el cúmulo 0 exp(-r/r0)Øc (xi, yi) = _______________ exp { -½ [(xi- xc)2 + (yi- yc)2]/ 2} 22
Función de distribución para las estrellas de campo f0 Øe (xi, yi) = _____________ exp { -½ [(xi- x0)2 / x
2 + (yi- y0) 2 / y2 ]}
2 x y
x , y = desviación standard de las estrellas de campo en x e y= desviación standard de las estrellas del cúmuloxc , yc = movimientos propios medios del cúmulo en x e yx0 , y0 = movimientos propios medios del campo en x e y xi , yi = movimientos propios en x e y para la i-ésima estrella de la muestra0 = densidad central de las estrellas del cúmulor0 = longitud de escalaf0 = densidad de las estrellas de campo
Determinación de los parámetros
• La muestra seleccionada está compuesta de 5054 estrellas, para las cuales r0 = 1.65 , r0 = 1.51 y f0 = 0.32
• Con el objeto de determinar estos parámetros que caracterizan a la función distribución se aplica el método de máxima verosimilitud sobre nuestra función y el problema se reduce a resolver un sistema de 7 ecuaciones no lineales.
• Los parámetros del cúmulo son:xc = - 4.89 mas/añoyc = 1.80 mas/año= 2.37 mas/año
• Los parámetros de las estrellas de campo son: x0 = - 7.12 mas/año y0 = - 0.15 mas/añox4.80 mas/añoy5.22 mas/año
Identificación de los miembros
Una vez determinado los 7 parámetros, la función de distribución queda completamente especificada y se puede determinar la probabilidad de pertenencia al cúmulo de las estrellas de la región de la siguiente manera:
P (xi, yi) = Pi = Øc (xi, yi) / Ø (xi, yi)
Todas aquellas estrellas para las cuales Pi 0.5 serán considerados miembros del cúmulo.
resultaron 14 miembros
AR[h]
Dec [°]
Distribución espacial de los miembros del cúmulo
-30,5
-30
-29,5
-29
-28,5
-28
8,304 8,32 8,336 8,352 8,368 8,384 8,4 8,416 8,432 8,448 8,464 8,48 8,496 8,512
AR[h]
Dec[°]
Detalle de los miembros del cúmulo
-29,58
-29,42
8,38 8,399
Conclusiones Cúmulo NGC 2587
• Se ha determinado que 14 estrellas de la región son miembros del cúmulo
• El movimiento propio del cúmulo es:
cos = - 4.89 mas/año
= 1.80 mas/año
• Su desviacion standard es:
= 2.37 mas/año
