El objetivo de nuestro trabajo ha sido continuar la investigaci´on de Stau er et al. (2003) y Kamai et al. (2014). Queremos comprobar su hip´otesis estudiando estrellas de baja masa en cinco c´umulos abiertos: Alpha Persei, Pl´eyades, Coma Berenices, Pesebre y H´ıades. Estos c´umulos tienen diferentes edades, el fen´omeno que se propone como explicaci´on de las observaciones se debe ir atenuando al aumentar la edad. Con este fin, hemos recopilado la fotometr´ıa disponible en la literatura para estrellas de baja masa pertenecientes a los cinco c´umulos, en las bandas BVRcIc y tambi´en JHKs del proyecto 2MASS (Cutri et al. 2003). Hemos incrementado la fotometr´ıa 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. Adem´as hemos hecho una recopilaci´on de los per´ıodos de rotaci´on disponibles en la literatura para cada c´umulo. Posteriormente nos hemos familiarizado con modelos de isocronas que se utilizan para predecir la posici´on de las estrellas de un c´umulo estelar con una edad determinada en el CMD (Bell et al. 2014). Dado que no hemos encontrado un modelo estelar cuyas isocronas reproduzcan los CMDsque queremos estudiar (Mv vs B 􀀀 V, Mv vs V 􀀀 Ic y Mv vs V 􀀀 Ks) hemos utilizado los datos del c´umulo H´ıades para generar una l´ınea de referencia en los tres CMDs. Estas referencias correspondientes a cada CMD las hemos superpuesto a la distribuci´on de puntos de los tres CMDs para cada c´umulo y hemos calculado las desviaciones de las estrellas con respecto a las mismas. Hemos comprobado que efectivamente se visualiza azulamiento y enrojecimiento para estrellas de c´umulos j´ovenes Alpha Persei y Pl´eyades. En cuanto a los c´umulos de mayor edad se percibe azulamiento en algunas estrellas de tipo M en el Pesebre.

La actividad magn´etica de las estrellas de tipos espectrales K y M se considera responsable de las “alteraciones” observadas en algunas de ellas. Stau er et al. (2003) investigaron sobre una anomal´ıa observada en el diagrama Color-Magnitud (CMD) en estrellas del c´umulo Pl´eyades. Las estrellas de baja masa aparec´ıan desplazadas hacia el azul en la representaci´on Mv frente a B 􀀀 V, este efecto se ve´ıa minimizado en la representaci´on Mv frente a V 􀀀 Ic. De modo similar observaron un enrojecimiento en el diagrama Mv frente a V 􀀀 Ks. A ra´ız de este desplazamiento hacia el azul observado en Mv frente a B 􀀀 V y hacia el rojo en Mv frente a V 􀀀 Ks se especul´o que podr´ıa ser debido a la presencia de manchas y plagas en la fotosfera de las estrellas. Kamai et al. (2014), continuaron la investigaci´on de esta hip´otesis en estrellas pertenecientes al c´umulo de las Pl´eyades, para ello aportaron nuevas observaciones fotom´etricas en los filtros BVIc y utilizaron nuevas medidas de per´ıodos de rotaci´on proporcionadas por Hartman et al. (2010). Kamai et al. (2014) confirmaron el desplazamiento sistem´atico 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 yM). Para ver ambos efectos compararon sus CMDs con la isocrona semiemp´ırica correspondiente a la secuencia principal de edad cero (ZAMS) definida por VandenBerg & Clem (2003). Adem´as, comprobaron que las estrellas de baja masa con menor per´ıodo de rotaci´on 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.

No es recomendable usar los diagramas color-magnitud para identificar estrellas no miembros en c´umulos jovenes de edades menores que 1 Gyr si no se tiene en cuenta que, en funci´on de la edad y del tipo espectral, las estrellas pueden presentar este azulamiento y/o enrojecimiento. Adem´as, 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 contaminaci´on de estrellas gigantes rotadores r´apidos en el c´umulo Coma Berenices. Estas gigantes hab´ıan sido clasificadas en otros trabajos como estrellas miembros de Coma Berenices localizadas en la secuencia principal y de tipos espectrales tard´ıos. Hemos comprobado que este tipo de contaminaci´on puede ser un inconveniente a la hora de utilizar la t´ecnica de girocronolog´ıa para derivar edades de los c´umulos. Recomendamos conocer la clase de luminosidad de las estrellas utilizadas para aplicar esta t´ecnica. Una vez eliminadas las estrellas gigantes de Coma Berenices, nuestra muestra nos indica que este c´umulo tiene una edad de 600 Myr, y ser´ıa por lo tanto m´as joven que la edad propuesta por Tang et al. (2019) de 800 Myr.

This research was supported by the Spanish AYA2016-79425-C3-3-P grant of the Spanish Ministry of Economy and Competitiveness (MINECO), co-funded with EU FEDER funds. EC acknowledges financial support from the Spanish Ministry of Economy and Competitiveness under the FPI grant AYA2011-30147-C03-01. We also acknowledge support from the State Agency for Research of the Spanish MCIU through the ’Center of Excellence Severo Ochoa’ award for theInstituto de Astrofísica de Andalucía (SEV-2017-0709).

Tesis del Departamento de Física Estelar. Instituto de Astrofísica de Andalucía; Universidad de Granada. Departamento de Física Teórica y del Cosmos. Programa de Doctorado en Física y Matemáticas. Leída el 2 de julio del 2021, a las 11:00 h .

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