Estudio de un cúmulo estelar: las Pléyades con Gaia DR3

Obtención de datos de Gaia DR3

Para el estudio del cúmulo estelar de las Pléyades se realizó una consulta al archivo de Gaia DR3 desde TOPCAT, utilizando de forma asíncrona el servicio TAP de la ESA y el lenguaje ADQL. La consulta selecciona todos los objetos situados a menos de 5 grados del centro del cúmulo y aplica criterios de calidad astrométrica que exigen errores relativos menores del 10 % en la paralaje y en las dos componentes del movimiento propio (pmra y pmdec), además de una restricción fotométrica de G < 14. Estos filtros garantizan un conjunto inicial de datos con medidas fiables, adecuado para identificar después a los miembros del cúmulo.

SELECT source_id, ra, dec, parallax, parallax_error, pmra, pmra_error,
       pmdec, pmdec_error, phot_g_mean_mag
FROM gaiadr3.gaia_source
WHERE 1 = CONTAINS(POINT('ICRS', ra, dec), CIRCLE('ICRS', 56.75, 24.12, 5))
  AND phot_g_mean_mag < 14
  AND parallax IS NOT NULL AND parallax_error IS NOT NULL AND parallax != 0
  AND pmra IS NOT NULL AND pmra_error IS NOT NULL AND pmra != 0
  AND pmdec IS NOT NULL AND pmdec_error IS NOT NULL AND pmdec != 0
  AND ABS(parallax_error / parallax) < 0.1
  AND ABS(pmra_error / pmra) < 0.1
  AND ABS(pmdec_error / pmdec) < 0.1

Selección de los miembros del cúmulo

Se realizó una selección iterativa de los miembros del cúmulo aplicando cortes de ±3σ sobre la paralaje, pmra y pmdec. Tras tres iteraciones, el número de fuentes se estabilizó en N = 371, sin cambios al volver a aplicar los filtros, lo que indica la convergencia del procedimiento. El subconjunto final adoptado como miembros del cúmulo es G3_pmdec_3sigma.

Diagrama de movimientos propios con una nube de estrellas de campo y un grupo compacto de miembros del cúmulo — Figura 1. Diagrama de movimiento propio (pmra frente a pmdec). En rojo se representan todas las fuentes del campo; en azul, la selección inicial del cúmulo, basada únicamente en la concentración en el espacio de movimientos propios; en verde, la selección final tras aplicar los cortes iterativos de ±3σ en paralaje, pmra y pmdec, que da un grupo compacto y bien definido correspondiente a los miembros del cúmulo.

Tabla de estadísticas de TOPCAT con la media y la desviación estándar de la paralaje — Figura 2. Estadísticas obtenidas en la última iteración, tras la convergencia del proceso iterativo (3σ). Subconjunto G3_pmdec_3sigma.

Distancia al cúmulo

De la última iteración (subconjunto G3_pmdec_3sigma, Figura 2) se obtienen la media de la paralaje y su desviación estándar para los 371 objetos seleccionados:

Media de la paralaje: ϖ̄ = 7,37333 mas
Desviación estándar: σ_ϖ = 0,19864 mas
Número de objetos: N = 371

1. Error de la paralaje media:

σ_ϖ̄ = σ_ϖ / √N = 0,19864 / √371 = 0,0103 mas

2. Distancia al cúmulo:

d (pc) = 1000 / ϖ̄ (mas) = 1000 / 7,37333 = 135,6 pc

3. Error en la distancia:

σ_d = (1000 / ϖ̄²) · σ_ϖ̄ = (1000 / 7,37333²) · 0,0103 = 0,19 pc

El factor 1000 aparece al expresar la paralaje en milisegundos de arco: la relación fundamental d (pc) = 1 / ϖ (″) se transforma en d (pc) = 1000 / ϖ (mas).

La paralaje media del subconjunto final de miembros es ϖ̄ = 7,373 ± 0,010 mas, donde el error corresponde al error de la media. La distancia al cúmulo, estimada como d = 1000/ϖ̄, es:

d = 135,6 ± 0,2 pc (≈ 442,3 ± 0,6 años luz)

El error de ±0,2 pc es solo estadístico: no incluye el sesgo sistemático del punto cero de la paralaje de Gaia DR3 (≈ −0,017 mas; Lindegren et al., 2021), que a esta distancia equivale a unos 0,3 pc. Este valor es consistente, dentro de las incertidumbres, con los resultados recientes de la literatura basados en Gaia DR2 y DR3, que sitúan a las Pléyades en torno a 135–136 pc (Gaia Collaboration et al., 2018; Breuval et al., 2025). Como comprobación independiente, una selección iterativa realizada en paralelo mediante ajustes gaussianos en paralaje y movimientos propios dio una paralaje media de ϖ ≃ 7,35 mas, equivalente a una distancia de ≃ 136 pc, lo que confirma la robustez del método.

Construcción y análisis de las SEDs en VOSA

Se construyeron las distribuciones espectrales de energía (SEDs) de los miembros del cúmulo a partir de fotometría de GALEX, Gaia DR3, 2MASS y WISE, y se ajustaron con modelos de atmósfera estelar Kurucz (α = 0,0) mediante VOSA. Los ajustes reproducen adecuadamente una población de estrellas de la secuencia principal de tipos espectrales F a M, con baja extinción interestelar y sin evidencia de exceso infrarrojo significativo.

Un número reducido de objetos sin distancia en Gaia DR3 se excluyó del análisis. La ausencia puntual de fotometría de Pan-STARRS, debida a problemas temporales del servicio del Observatorio Virtual, no afecta a los resultados globales. Tras el ajuste inicial se refinó el tratamiento del exceso infrarrojo excluyendo los puntos fotométricos de WISE que superaban la emisión fotosférica, lo que dio parámetros estelares más robustos. Los resultados finales se exportaron a TOPCAT mediante SAMP para su análisis posterior.

Construcción del diagrama HR en TOPCAT

Para seleccionar los ajustes fiables se analizó la distribución del estadístico χ² mediante un histograma en escala logarítmica, y se adoptó un umbral de χ² ≤ 10 para excluir los ajustes deficientes. El diagrama HR se construyó en TOPCAT con la temperatura efectiva (T_ef) y la luminosidad bolométrica (L_bol) obtenidas del ajuste de las SEDs, considerando únicamente los objetos con χ² ≤ 10.

Diagrama HR con una secuencia principal estrecha que baja de azul a rojo — Figura 3. Diagrama HR del cúmulo de las Pléyades (χ² ≤ 10).

El diagrama muestra una secuencia principal bien definida, con las estrellas más calientes y luminosas en la región superior izquierda y las más frías y menos luminosas hacia la inferior derecha. La baja dispersión alrededor de la secuencia indica una población estelar homogénea en edad y composición química, coherente con la naturaleza joven y cercana del cúmulo de las Pléyades.

Referencias

Breuval, L., Anand, G. S., Anderson, R. I., et al. (2025). Converging on the Cepheid metallicity dependence: Implications of nonstandard Gaia parallax recalibration on distance measures. The Astrophysical Journal, 994(1), 111.
Gaia Collaboration, Babusiaux, C., van Leeuwen, F., et al. (2018). Gaia Data Release 2: Observational Hertzsprung–Russell diagrams. Astronomy & Astrophysics, 616, A10.
Lindegren, L., Bastian, U., Biermann, M., et al. (2021). Gaia Early Data Release 3: Parallax bias versus magnitude, colour, and position. Astronomy & Astrophysics, 649, A4.