I Reunión Red Temática OVE Madrid Abril 2006 Determinación del factor de extinción R V para estrellas de tipos espectrales O, B y A. AUTORES: C. Morales Durán 1, J. Alfonso Garzón 1 y R. Freire Ferrero 2 1. Laboratorio de Astrofísica Espacial y Física Fundamental (INTA). España. 2. Universidad de Estrasburgo. Francia. I Reunión Red Temática SVO, Madrid abril 2006

I Reunión Red Temática OVE Madrid Abril 2006 oDeterminación de la distribución de la absorción Av con la distancia. oNecesario obtener una red de valores de R V distribuidos por toda la Galaxia para estrellas con E(B-V) conocido. oDesarrollar una herramienta en el Observatorio Virtual Español para, a partir de estos datos, obtener la distribución de la Av o de la Rv en una dirección cualquiera. OBJETIVOS I Reunión Red Temática SVO, Madrid abril 2006

I Reunión Red Temática OVE Madrid Abril 2006 Relación entre la extinción total y la selectiva: DEFINICIÓN DE Rv Necesario para: 1. Desenrojecer espectros: Ley de extinción CCM(1989) dependiente de un solo parámetro: R V. 2.Determinar distancias fotométricas: I Reunión Red Temática SVO, Madrid abril 2006

I Reunión Red Temática OVE Madrid Abril 2006 Hay distintos métodos : 1.Método de las diferencias de color y extrapolación a 1 / l =0. 2.Longitud de onda de máxima polarización. 3.Método de los excesos de color. (Fitzpatrick 1998) MÉTODOS DE OBTENCIÓN DE R V 4. Método de la extinción variable. 5. Método del diámetro de los cúmulos. 6. Método de pares de estrellas. 7. Método color - color (asociaciones). 8. Método del recuento de estrellas. Mayor número de estrellas I Reunión Red Temática SVO, Madrid abril 2006

I Reunión Red Temática OVE Madrid Abril 2006 Método de la l máx de polarización Serkowski 1974 Whittet & van Breda 1977 Clayton & Mathis 1987 Resultados anteriores: El polvo del medio interestelar produce una polarización en la luz cuyo máximo depende del tamaño de los granos y por tanto del valor de R V. 109 estrellas normales con medidas de l máx Rv = 5.38 max I Reunión Red Temática SVO, Madrid abril 2006

I Reunión Red Temática OVE Madrid Abril estrellas normales con E(B-V) > 0.20 Método de los excesos de color ESTRELLAS NORMALES  V R I Reunión Red Temática SVO, Madrid abril 2006

I Reunión Red Temática OVE Madrid Abril 2006 Método de los excesos de color COLORES INTRÍNSECOS oEn este método los resultados obtenidos para Rv dependen de los colores intrínsecos que se utilicen. oEn este trabajo se ha utilizado la base de datos del 2MASS, para calcular unos nuevos colores intrínsecos para las bandas J, H y K para estrellas de tipos espectrales B y A y todas las clases de luminosidad. oEstos colores están calculados con un número de estrellas muy superior a los de los cálculos anteriores gracias a las observaciones del 2MASS. oEstos intrínsecos son los que hemos utilizado en el método de los excesos de color, que es el más fiable y en el que la muestra de estrellas es mayor. I Reunión Red Temática SVO, Madrid abril 2006

I Reunión Red Temática OVE Madrid Abril 2006 Método de los excesos de color COLORES INTRÍNSECOS I Reunión Red Temática SVO, Madrid abril 2006 En este método los resultados obtenidos para Rv dependen de los colores intrínsecos que se utilicen.

I Reunión Red Temática OVE Madrid Abril 2006 Método de los excesos de color COLORES INTRÍNSECOS I Reunión Red Temática SVO, Madrid abril 2006

I Reunión Red Temática OVE Madrid Abril 2006 Método de los excesos de color ESTRELLAS NORMALES R V en distintas direcciones de la Galaxia: I Reunión Red Temática SVO, Madrid abril 2006

I Reunión Red Temática OVE Madrid Abril 2006 Método de los excesos de color ESTRELLAS DE CÚMULO En algunos cúmulos R V toma valores anómalos Habría que recalcular algunas distancias I Reunión Red Temática SVO, Madrid abril 2006

I Reunión Red Temática OVE Madrid Abril 2006 Método de los excesos de color COLORES INTRÍNSECOS oEn este método los resultados obtenidos para Rv dependen de los colores intrínsecos que se utilicen. oEn este trabajo se ha utilizado la base de datos del 2MASS, para calcular unos nuevos colores intrínsecos para las bandas J, H y K para estrellas de tipos espectrales B y A y todas las clases de luminosidad. oEstos colores están calculados con un número de estrellas muy superior a los de los cálculos anteriores gracias a las observaciones del 2MASS. oEstos intrínsecos son los que hemos utilizado en el método de los excesos de color, que es el más fiable y en el que la muestra de estrellas es mayor. I Reunión Red Temática SVO, Madrid abril 2006