The Gaia-ESO Survey: Stellar radii in the young open clusters NGC 2264, NGC 2547, and NGC 2516

Abstract

Contexto. Los miembros de baja masa y rápida rotación de los sistemas binarios eclipsantes tienen radios medidos que son significativamente mayores que los previstos por los modelos evolutivos estándar. Se ha propuesto que la actividad magnética es la responsable de esta inflación del radio.

Objetivos. Mediante la estimación de los radios de las estrellas de baja masa en tres cúmulos jóvenes (NGC 2264, NGC 2547 y NGC 2516, con edades de ~5, ~35 y ~140 Myr respectivamente), nuestro objetivo es determinar si se observa un aumento similar del radio en estrellas individuales magnéticamente activas.

Métodos. Utilizamos las velocidades radiales del Gaia-ESO Survey (GES) y la fotometría publicada para establecer la pertenencia al cúmulo y, a continuación, combinamos las mediciones del GES de las velocidades ecuatoriales proyectadas con los períodos de rotación publicados para estimar los radios medios de los grupos de miembros del cúmulo que giran rápidamente en función de su luminosidad y edad. Los radios medios se comparan con las predicciones tanto de los modelos evolutivos estándar como de las variantes que incluyen la inhibición magnética de la convección y las manchas estelares.

Resultados. A una luminosidad determinada, los radios estelares en NGC 2516 y NGC 2547 son mayores que los previstos por los modelos evolutivos estándar para las edades de estos cúmulos. La discrepancia es menos pronunciada y no significativa (≃10 %) en las estrellas de secuencia principal de edad cero con núcleos radiativos, pero más significativa en los miembros del cúmulo de menor masa y totalmente convectivos de la pre-secuencia principal, alcanzando ≃30 ± 10 %. La incertidumbre sobre la edad y la distancia de NGC 2264 impide determinar de forma fiable cualquier discrepancia para sus miembros.

Conclusiones. Los radios medios que hemos estimado para las estrellas de baja masa totalmente convectivas en los cúmulos más antiguos son incompatibles (a un nivel de 2-3σ) con los modelos evolutivos no magnéticos y más compatibles con los modelos que incorporan los efectos de los campos magnéticos o las manchas estelares oscuras. Los modelos disponibles sugieren que esto requiere campos magnéticos superficiales superiores a 2,5 kG, manchas que bloquean alrededor del 30 % del flujo fotosférico, o una combinación más moderada de ambos.

Context. Rapidly rotating, low-mass members of eclipsing binary systems have measured radii that are significantly larger than predicted by standard evolutionary models. It has been proposed that magnetic activity is responsible for this radius inflation.Aims. By estimating the radii of low-mass stars in three young clusters (NGC 2264, NGC 2547, NGC 2516, with ages of ∼5, ∼35 and ∼140 Myr respectively), we aim to establish whether similar radius inflation is seen in single, magnetically active stars.Methods. We use radial velocities from the Gaia-ESO Survey (GES) and published photometry to establish cluster membership and then combine GES measurements of projected equatorial velocities with published rotation periods to estimate the average radii for groups of fast-rotating cluster members as a function of their luminosity and age. The average radii are compared with the predictions of both standard evolutionary models and variants that include magnetic inhibition of convection and starspots.Results. At a given luminosity, the stellar radii in NGC 2516 and NGC 2547 are larger than predicted by standard evolutionary models at the ages of these clusters. The discrepancy is least pronounced and not significant ( 10 per cent) in zero age main sequence stars with radiative cores, but more significant in lower-mass, fully convective pre main-sequence cluster members, reaching 30 ± 10 per cent. The uncertain age and distance of NGC 2264 preclude a reliable determination of any discrepancy for its members.Conclusions. The median radii we have estimated for low-mass fully convective stars in the older clusters are inconsistent (at the 2–3σlevel) with non-magnetic evolutionary models and more consistent with models that incorporate the effects of magnetic fields or dark starspots. The available models suggest this requires either surface magnetic fields exceeding 2.5 kG, spots that block about 30 per cent of the photospheric flux, or a more moderate combination of both.