Moffat & Vogt (1975) encuentran una marcada concentración de 9 estrellas OB del catálogo LS en l ~ 265°, b ~ - 2°, a una distancia aproximada de 5.8 kpc.

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1 Moffat & Vogt (1975) encuentran una marcada concentración de 9 estrellas OB del catálogo LS en l ~ 265°, b ~ - 2°, a una distancia aproximada de 5.8 kpc. Lundstrom & Stenholm (1984) proponen que el grupo tiene 30 pc de diámetro y a la WR12 como miembro. Sung et al. (1999) con el empleo de los filtros UBV y Hα de fotometría CCD ubican a Bo7 en el centro de la asociación Vela OB3 a 4.8 kpc de distancia. El objetivo de nuestro trabajo fue continuar y profundizar el conocimiento de la composición estelar de la Asociación OB Bochum7 Se realizó fotometría CCD directa de un área de 30´x30´ centrada en aproximadamente α = 8 h 44 m, δ = - 45º 56´. Para ello se emplearon el telescopio de 0.6m Curtis Schmidt de CTIO, Chile y el detector Thompson 1024 x 1024 con pixeles de 19μm y filtros UBV y Hα. Se seleccionaron 137 estrellas con colores UBV de tipos espectrales tempranos y V 15 magnitudes, para obtener sus correspondientes imágenes espectrales. Los espectrógrafos usados fueron Boller & Chivens y REOSC cassegrain en el telescopio de 2.15m de CASLEO, Argentina, con dispersión recíproca 2.3 A/px y 1.65 A/px, respectivamente. Se efectuó la clasificación espectral siguiendo los criterios de Walborn & Fitzpatrick (1990) y Conti y colaboradores (1971...1977). 2. Se calculó la velocidad radial heliocéntrica (VrHe) de cada estrella ajustando perfiles gaussianos a las líneas de absorción de Hγ, HeI 4471A, Hβ y HeI 4922A. Del promedio de VrHe de las estrellas con tres espectros o más se obtuvo una VrHe promedio = 51 ± 11 km / seg correspondiente a VrLSR = 35 km / seg Figura 3: Imagen IRAS en 60μm indicada por contornos de emisión sobre la imagen azul del DSS (Digital Sky Survey) centrada en la zona de Bochum 7. Esta última se indica con una figura cuadrada de 30 ´ x30 ´ cuyas coordenadas ecuatoriales celestes centrales son α = 8 h 44 m 20 s, δ = -45º 55 ´ 52 ¨. Los contornos azules refieren emisión más intensa y los rojos más débil. El gradiente de intensidad tiene su máximo en la fuente IRAS 08426- 4601. Un relevamiento del CS(2-1) en dirección a fuentes puntuales IRAS del plano galáctico (Bronfman & May, 1996) encuentra para la fuente IRAS 08426-4601 una Vr LSR = 43.8 km/seg correspondiente a una distancia cinemática = 4.3 ± 0.6 kpc. Figura 4: Imagen en la banda A = 8.3 μm del MSX de ~ 25' x 25', centrada en α = 08 h 45 m 07 s, δ = -46º 12 ´ 06 ¨, J2000. La intensidad de emisión en esta longitud de onda está indicada con curvas de nivel y se observa que la misma crece hacia la fuente puntual IRAS 08426-4601. Figura 5: Imagen de 15 ´ x 15 ´ observada en Hα centrada en α = 08 h 44 m 00 s, δ = -46° 04 ´ 18 ¨, J2000. Con curvas de nivel se indica la intensidad de emisión en la banda A del MSX que crece hacia la fuente IRAS. Figura 6: Diagrama color-color obtenido a partir de los brillos medidos en el IR mediano (Wood & Churchwell, 1989b), ilustra la ubicación que tienen en él las regiones HII ultra compactas (UCHIIRs). La fuente IRAS 08426- 4601 con log(F60/F12) = 1.5 y log(F25/F12) = 0.64, indicada en color rojo, coincide con la región de las UCHIIRs. Para calcular los movimientos propios se consultaron los catálogos USNO-A2.0, UCAC2, Tycho2, 2MASS y AC2000.2. Luego los movimientos propios (μ) de las estrellas en estudio se determinaron empleando el método de mínimos cuadrados pesado y el catálogo AC2000.2, con base de tiempo 1881- 1950. Se aplicó el método matemático de armónicos esféricos de cuarto orden a 261 estrellas O y B espectroscópicas y fotométricas. Con él se analizó la consistencia estadística de nuestros μ y la posibilidad de separar la muestra O y B en más de una componente en el espacio de las fases. Los grupos formados como resultado de este análisis se presentan en la Figura 2. Figura 2: Mapa de contorno para el número de estrellas OB como una función de la distancia, D, que tienen movimientos propios apuntando a ± 5° desde la dirección Ψ. Las áreas de más alta intensidad en esta superficie deben corresponder a las posibles estructuras físicas de población OB y están indicadas correspondientemente. Figura 7: Muestra los dos grupos indicando con color rojo las estrellas miembro de Bochum~7-A y con color verde las estrellas miembro de Bochum~7-B. En color azul se indican las cuatro estrellas del catálogo LS que por sus distancias podrían pertenecer a algunos de estos grupos aunque no hemos podido conocer sus respectivos movimientos propios. CONCLUSIONES De ajuste de armónicos esféricos de cuarto orden aplicado a la distribución angular del movimiento propio versus distancia, se determina la presencia de dos grupos estelares: Bochum7-A: 16 miembros con TEs BV y BIII y 1 miembro con TE OV. Se ubican a una distancia promedio d = 4.6 ± 0.4 kpc, con un diámetro lineal D = 36 ± 3 pc y ángulo Ψ = 205°. Al grupo pertenecen las estrellas LS 1137, 1140 y 1146, indicadas como miembros por Moffat & Vogt (1975). Incluyendo aquí a WR12 con distancia d = 5 kpc (van der Hucht, 1996), cuyo movimiento propio no ha sido posible conocer, en este grupo estelar tendríamos la población más vieja de la Asociación OB. Bochum7-B: 10 miembros con TEs BV. Se ubican a una distancia promedio d = 4.3 ± 0.6 kpc, con un diámetro lineal D = 37 ± 5 pc y ángulo Ψ = 180°. En este grupo se encuentra la fuente puntual IRAS 08426-4601 con colores IR de regiones UCHII, alta intensidad de emisión de la banda A del MSX, coincidente con la figura de anillo en la imagen en Hα tomada a la región. Suponiendo que las estrellas LS 1131 y 1144 con TEs O7.5V ubicadas a d = 4.6 ± 0.9 kpc, cuyos movimientos propios no ha sido posible conocer, pertenecieran al grupo, tendríamos en él la población más jóven de la Asociación OB. Estudio de una Asociación OB distante en la Vía Láctea Corti Mariela*, Bosch Guillermo*, Niemela Virpi*, Medina-Tanco Gustavo # & Teixeira Ramachrisna# *Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas, UNLP, Argentina # IAG/USP, Universidad de San Pablo, Brasil Se consultó la base de datos del satélite IRAS y se extrajeron imágenes en 100μm, 60μm, 25μm y 12 μm, buscando en ellas las fuentes IR. Dichas imágenes se centraron en las coordenadas de Bochum7. En los sectores S y SO de las imágenes en los cuatro filtros se encontraron gradientes de intensidad correspondientes a la presencia de polvo con un máximo en las fuentes puntuales IRAS. En la imagen IRAS en 60μm se encontró la fuente IRAS 08426-4601 con características en distancia y velocidad que indican una posible pertenencia de la misma a la Asociación Bochum 7. Antecedentes de la asociación OB Bochum7: Observaciones y métodos: Resultados: 1.Como resultado de la clasificación encontramos 63 estrellas con TE O y B, de las cuales 36 no tenian tipo espectral conocido, algunos de cuyos espectros se muestran en la Figura1. Figura 1: Espectros ópticos azules de las estrellas O y B ubicadas en la región de Bochum 7 Región HII ultracompacta en la vecindad de Bo7: Movimientos propios y calidad de miembros: 3. Tabla: Resultados fotométricos y espectroscópicos para las 63 estrellas tempranas analizadas en este trabajo y la estrella WR12.