@misc{10481/74712,
year = {2022},
url = {http://hdl.handle.net/10481/74712},
abstract = {The magnetic activity of K- and M-type dwarf stars is considered responsible for the ”alterations”
that are observed in some of them. Stauffer et al. (2003) investigated an anomaly observed in the
colour-magnitude diagram (CMD) in stars from the Pleiades cluster. The low-mass stars appeared
displaced blueward in the Mv versus B - V representation, an effect that is minimized in the Mv
versus V - Ic representation. Similarly, they observed reddening in the Mv versus V - Ks diagram.
As a result of this blueward displacement in Mv versus B - V and redward displacement
in Mv versus V - Ks, it was speculated that this could be due to the presence of spots and plages
on the photosphere of the stars. Kamai et al. (2014) took up the study of this hypothesis in stars
belonging to the Pleiades cluster. For this they contributed new photometric observations in BVIc
filters and used new rotation period measurements provided by Hartman et al. (2010). Kamai et al.
(2014) confirmed the systematic blueward displacement in the CMD corresponding to B - V and
the redward displacement in V - Ks for the low-mass stars (K and M spectral types). In order
to see both effects, they compared their CMDs with the semi-empirical isochrone corresponding
to the zero-age main sequence (ZAMS) defined by VandenBerg & Clem (2003). They also
showed that the low-mass stars with lower rotation periods showed a trend to increased blueward
displacement in the Mv versus B-V CMD and redward displacement in the Mv versus V-Ks CMD.
The aim of our study is to continue the investigation of Stauffer et al. (2003) and Kamai et al.
(2014). We wish to check their hypothesis by studying low-mass stars in five open clusters: Alpha
Persei, Pleiades, Coma Berenices, Praesepe and Hyades. These clusters have different ages.
The phenomenon that is put forward as an explanation of the observations should diminish with
advancing age. For this purpose, we have gathered the photometry available in the literature for
low-mass stars belonging to the five clusters, in the bands BVRcIc and JHKs, from the 2MASS
project (Cutri et al. 2003). We have added to the photometry taken from the literature, contributing
the photometry we obtained from observations performed over 26 nights at the Sierra Nevada
Observatory (OSN), between February 2015 and May 2017. In addition we have compiled the
rotation periods available in the literature for each cluster.
We then studied isochrone models, which are used to predict the position of the stars of a stellar
cluster with a certain age on the CMD (Bell et al. 2014). As we have not found a stellar model
whose isochrones reproduce the CMDs we wish to study (Mv vs B - V, Mv vs V - Ic, and Mv vs
V - Ks) we have used the data from the Hyades cluster in order to generate a fiducial in the three
CMDs. We have superimposed the fiducial that corresponds to each CMD to the distribution of points of the three CMDs for each cluster and we have calculated the deviations of the stars with
respect to it.
We have confirmed that blueing and reddening are indeed present for stars of the young clusters
alpha Persei and Pleiades. Regarding the older clusters, blueing is observed in some M-type
dwarfs in Praesepe.
The use of colour-magnitude diagrams is not recommendable for identifying non-member stars
in young clusters aged less than 1 Gyr unless one takes into account the fact that, depending on
age and spectral type, the stars can present this blueing and/or reddening.
Lastly, to represent the absolute magnitudes we have made use of the distances generated from
the Gaia DR2 parallaxes for each star. These distances have enabled us to detect a contamination
of rapidly rotating giant stars in the Coma Berenices cluster. These giants have been classified in
other studies as late spectral type member stars of Coma Berenices located on the main sequence.
We have shown that this type of contamination can prove to be an inconvenience when it comes to
using the gyrochronology technique to derive the ages of clusters. We recommend being sure about
the luminosity of the stars used to apply this technique. Having eliminated the Coma Berenices
giant stars, our sample indicates that this cluster has an age of ~ 600 Myr, and is therefore younger
than the age put forward by Tang et al. (2019) of ~ 800 Myr.},
abstract = {La actividad magnética de las estrellas de tipos espectrales K y M se considera responsable de
las “alteraciones” observadas en algunas de ellas. Stauffer et al. (2003) investigaron sobre una
anomalía observada en el diagrama Color-Magnitud (CMD) en estrellas del cúmulo Pléyades. Las
estrellas de baja masa aparecían desplazadas hacia el azul en la representación Mv frente a B - V,
este efecto se veía minimizado en la representación Mv frente a V - Ic. De modo similar observaron
un enrojecimiento en el diagrama Mv frente a V - Ks. A raíz de este desplazamiento hacia
el azul observado en Mv frente a B - V y hacia el rojo en Mv frente a V - Ks se especuló que
podría ser debido a la presencia de manchas y plagas en la fotosfera de las estrellas. Kamai et al.
(2014), continuaron la investigación de esta hipótesis en estrellas pertenecientes al cúmulo de las
Pléyades, para ello aportaron nuevas observaciones fotométricas en los filtros BVIc y utilizaron
nuevas medidas de períodos de rotación proporcionadas por Hartman et al. (2010). Kamai et al.
(2014) confirmaron el desplazamiento sistemático hacia el azul en el CMD correspondiente a B-V
y hacia el rojo en el V-Ks para las estrellas de baja masa (tipos espectrales K y M). Para ver ambos
efectos compararon sus CMDs con la isocrona semiempírica correspondiente a la secuencia principal
de edad cero (ZAMS) definida por VandenBerg & Clem (2003). Además, comprobaron que
las estrellas de baja masa con menor período de rotación presentaban una tendencia a aumentar el
desplazamiento hacia el azul en el CMD de Mv frente a B-V y hacia el rojo en el de Mv frente a
V - Ks.
El objetivo de nuestro trabajo ha sido continuar la investigación de Stauffer et al. (2003) and
Kamai et al. (2014). Queremos comprobar su hipótesis estudiando estrellas de baja masa en cinco
cúmulos abiertos: Alpha Persei, Pléyades, Coma Berenices, Pesebre y Híades. Estos cúmulos
tienen diferentes edades, el fenómeno que se propone como explicación de las observaciones se
debe ir atenuando al aumentar la edad. Con este fin, hemos recopilado la fotometría disponible en
la literatura para estrellas de baja masa pertenecientes a los cinco cúmulos, en las bandas BVRcIc
y también JHKs del proyecto 2MASS (Cutri et al. 2003). Hemos incrementado la fotometría
tomada de la literatura, aportando la obtenida de observaciones realizadas durante 26 noches en
el Observatorio de Sierra Nevada (OSN), entre febrero de 2015 y mayo de 2017. Además hemos
hecho una recopilación de los períodos de rotación disponibles en la literatura para cada cúmulo.
Posteriormente nos hemos familiarizado con modelos de isócronas que se utilizan para predecir
la posición de las estrellas de un cúmulo estelar con una edad determinada en el CMD (Bell et al.
2014). Dado que no hemos encontrado un modelo estelar cuyas isócronas reproduzcan los CMDs que queremos estudiar (Mv vs B - V, Mv vs V - Ic y Mv vs V - Ks) hemos utilizado los datos
del cúmulo Híades para generar un fiducial en los tres CMDs. El fiducial correspondiente a cada
CMD lo hemos superpuesto a la distribución de puntos de los tres CMDs para cada cúmulo y
hemos calculado las desviaciones de las estrellas con respecto al mismo.
Hemos comprobado que efectivamente se visualiza azulamiento y enrojecimiento para estrellas
de cúmulos jóvenes alpha Persei y Pléyades. En cuanto a los cúmulos de mayor edad se percibe
azulamiento en algunas estrellas de tipo M en el Pesebre.
No es recomendable usar los diagramas color-magnitud para identificar estrellas no miembros
en cúmulos jóvenes de edades menores que 1 Gyr si no se tiene en cuenta que, en función de la
edad y del tipo espectral, las estrellas pueden presentar este azulamiento y/o enrojecimiento.
Además, para representar las magnitudes absolutas hemos hecho uso de las distancias generadas
a partir de los paralajes de Gaia DR2 para cada estrella. Estas distancias nos han permitido
detectar una contaminación de estrellas gigantes rotadores rápidos en el cúmulo Coma
Berenices. Estas gigantes habían sido clasificadas en otros trabajos como estrellas miembros de
Coma Berenices localizadas en la secuencia principal y de tipos espectrales tardíos. Hemos comprobado
que este tipo de contaminación puede ser un inconveniente a la hora de utilizar la técnica
de girocronología para derivar edades de los cúmulos. Recomendamos conocer la clase de luminosidad
de las estrellas utilizadas para aplicar esta técnica. Una vez eliminadas las estrellas
gigantes de Coma Berenices, nuestra muestra nos indica que este cúmulo tiene una edad de ~ 600
Myr, y sería por lo tanto más joven que la edad propuesta por Tang et al. (2019) de ~ 800 Myr.},
organization = {Tesis Univ. Granada.},
publisher = {Universidad de Granada},
keywords = {Hertzsprung-Russell diagram},
keywords = {Magnetically active young stars},
keywords = {Diagrama Hertzsprung-Russell},
keywords = {Jóvenes estrellas activas magnéticamente},
title = {Position on the Hertzsprung-Russell diagram of magnetically active young stars},
author = {Casal López, Estefanía},
}