Isocronas teóricas para la fotometría de Gaia
En este trabajo, nos enfocaremos en la estimación de edad, metalicidad y enrojecimiento del cúmulo abierto Collinder 421 de la región Cygnus OB2. Cygnus OB2 es la asociación más masiva conocida en nuestra galaxia, con al menos 50 estrellas de tipo O y una masa total de ∼ 16500 M⊙. Nuestro cúmulo d...
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| Lenguaje: | Español |
| Publicado: |
2024
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| Acceso en línea: | http://sedici.unlp.edu.ar/handle/10915/165195 |
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I19-R120-10915-1651952024-05-20T13:11:39Z http://sedici.unlp.edu.ar/handle/10915/165195 Isocronas teóricas para la fotometría de Gaia Damia Rincón, Camila 2024-03-11 2024 2024-04-23T15:46:17Z Panei, Jorge Alejandro Corti, Mariela Alejandra De Vito, María Alejandra es Ciencias Astronómicas En este trabajo, nos enfocaremos en la estimación de edad, metalicidad y enrojecimiento del cúmulo abierto Collinder 421 de la región Cygnus OB2. Cygnus OB2 es la asociación más masiva conocida en nuestra galaxia, con al menos 50 estrellas de tipo O y una masa total de ∼ 16500 M⊙. Nuestro cúmulo de estudio, Collinder 421, es un cúmulo cuya metalicidad es de tipo solar. Analizaremos sus principales parámetros mediante el ajuste de nuestras isocronas, calculadas a partir de nuestro código de evolución estelar, que describiremos más adelante. Compararemos nuestros resultados con las isocronas de PARSEC v1.2S. Licenciado en Astronomía Universidad Nacional de La Plata Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas Tesis Tesis de grado http://creativecommons.org/licenses/by-nc-sa/4.0/ Creative Commons Attribution-NonCommercial-ShareAlike 4.0 International (CC BY-NC-SA 4.0) application/pdf |
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En este trabajo, nos enfocaremos en la estimación de edad, metalicidad y enrojecimiento del cúmulo abierto Collinder 421 de la región Cygnus OB2.
Cygnus OB2 es la asociación más masiva conocida en nuestra galaxia, con al menos 50 estrellas de tipo O y una masa total de ∼ 16500 M⊙.
Nuestro cúmulo de estudio, Collinder 421, es un cúmulo cuya metalicidad es de tipo solar. Analizaremos sus principales parámetros mediante el ajuste de nuestras isocronas, calculadas a partir de nuestro código de evolución estelar, que describiremos más adelante. Compararemos nuestros resultados con las isocronas de PARSEC v1.2S. |
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