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 - PowerPoint PPT PresentationTRANSCRIPT
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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
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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)
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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
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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 [°
]
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-150
-100
-50
0
50
-100 -50 0 50 100 150cos [mas/año]
[mas/año]
Movimientos propios ICRS
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-150
-100
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0
50
-100 -50 0 50 100 150
cos[mas/año]
[mas/año]
Selección de la muestra de trabajo
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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)
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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
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-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
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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
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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
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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
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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
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AR[h]
Dec[°]
Detalle de los miembros del cúmulo
-29,58
-29,42
8,38 8,399
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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