[en] The magnetic activity of K- and M-type dwarf stars is considered responsible for the "alterations" that are observed in some of them. Stauffer et al. (2003) investigated an anomaly observed in the colour-magnitude diagram (CMD) in stars from the Pleiades cluster. The low-mass stars appeared displaced blueward in the Mv versus B - V representation, an effect that is minimized in the Mv versus V - Ic representation. Similarly, they observed reddening in the Mv versus V - Ks diagram. As a result of this blueward displacement in Mv versus B - V and redward displacement in Mv versus V - Ks, it was speculated that this could be due to the presence of spots and plages on the photosphere of the stars. Kamai et al. (2014) took up the study of this hypothesis in stars belonging to the Pleiades cluster. For this they contributed new photometric observations in BVIc filters and used new rotation period measurements provided by Hartman et al. (2010). Kamai et al. (2014) confirmed the systematic blueward displacement in the CMD corresponding to B - V and the redward displacement in V - Ks for the low-mass stars (K and M spectral types). In order to see both effects, they compared their CMDs with the semi-empirical isochrone corresponding to the zero-age main sequence (ZAMS) defined by VandenBerg & Clem (2003). They also showed that the low-mass stars with lower rotation periods showed a trend to increased blueward displacement in the Mv versus B-V CMD and redward displacement in the Mv versus V-Ks CMD. The aim of our study is to continue the investigation of Stauffer et al. (2003) and Kamai et al. (2014). We wish to check their hypothesis by studying low-mass stars in five open clusters: Alpha Persei, Pleiades, Coma Berenices, Praesepe and Hyades. These clusters have different ages. The phenomenon that is put forward as an explanation of the observations should diminish with advancing age. For this purpose, we have gathered the photometry available in the literature for low-mass stars belonging to the five clusters, in the bands BVRcIc and JHKs, from the 2MASS project (Cutri et al. 2003). We have added to the photometry taken from the literature, contributing the photometry we obtained from observations performed over 26 nights at the Sierra Nevada Observatory (OSN), between February 2015 and May 2017. In addition we have compiled the rotation periods available in the literature for each cluster. We then studied isochrone models, which are used to predict the position of the stars of a stellar cluster with a certain age on the CMD (Bell et al. 2014). As we have not found a stellar model whose isochrones reproduce the CMDs we wish to study (Mv vs B - V, Mv vs V - Ic, and Mv vs V - Ks) we have used the data from the Hyades cluster in order to generate a fiducial in the three CMDs. We have superimposed the fiducial that corresponds to each CMD to the distribution of points of the three CMDs for each cluster and we have calculated the deviations of the stars with respect to it. We have confirmed that blueing and reddening are indeed present for stars of the young clusters alpha Persei and Pleiades. Regarding the older clusters, blueing is observed in some M-type dwarfs in Praesepe. The use of colour-magnitude diagrams is not recommendable for identifying non-member stars in young clusters aged less than 1 Gyr unless one takes into account the fact that, depending on age and spectral type, the stars can present this blueing and/or reddening. Lastly, to represent the absolute magnitudes we have made use of the distances generated from the Gaia DR2 parallaxes for each star. These distances have enabled us to detect a contamination of rapidly rotating giant stars in the Coma Berenices cluster. These giants have been classified in other studies as late spectral type member stars of Coma Berenices located on the main sequence. We have shown that this type of contamination can prove to be an inconvenience when it comes to using the gyrochronology technique to derive the ages of clusters. We recommend being sure about the luminosity of the stars used to apply this technique. Having eliminated the Coma Berenices giant stars, our sample indicates that this cluster has an age of ~ 600 Myr, and is therefore younger than the age put forward by Tang et al. (2019) of ~ 800 Myr.

[es] La actividad magnética de las estrellas de tipos espectrales K y M se considera responsable de las "alteraciones" observadas en algunas de ellas. Stauffer et al. (2003) investigaron sobre una anomalía observada en el diagrama Color-Magnitud (CMD) en estrellas del cúmulo Pléyades. Las estrellas de baja masa aparecían desplazadas hacia el azul en la representación Mv frente a B - V, este efecto se veía minimizado en la representación Mv frente a V - Ic. De modo similar observaron un enrojecimiento en el diagrama Mv frente a V - Ks. A raíz de este desplazamiento hacia el azul observado en Mv frente a B - V y hacia el rojo en Mv frente a V - Ks se especuló que podría ser debido a la presencia de manchas y plagas en la fotosfera de las estrellas. Kamai et al. (2014), continuaron la investigación de esta hipótesis en estrellas pertenecientes al cúmulo de las Pléyades, para ello aportaron nuevas observaciones fotométricas en los filtros BVIc y utilizaron nuevas medidas de períodos de rotación proporcionadas por Hartman et al. (2010). Kamai et al. (2014) confirmaron el desplazamiento sistemático hacia el azul en el CMD correspondiente a B-V y hacia el rojo en el V-Ks para las estrellas de baja masa (tipos espectrales K y M). Para ver ambos efectos compararon sus CMDs con la isocrona semiempírica correspondiente a la secuencia principal de edad cero (ZAMS) definida por VandenBerg & Clem (2003). Además, comprobaron que las estrellas de baja masa con menor período de rotación presentaban una tendencia a aumentar el desplazamiento hacia el azul en el CMD de Mv frente a B-V y hacia el rojo en el de Mv frente a V - Ks. El objetivo de nuestro trabajo ha sido continuar la investigación de Stauffer et al. (2003) and Kamai et al. (2014). Queremos comprobar su hipótesis estudiando estrellas de baja masa en cinco cúmulos abiertos: Alpha Persei, Pléyades, Coma Berenices, Pesebre y Híades. Estos cúmulos tienen diferentes edades, el fenómeno que se propone como explicación de las observaciones se debe ir atenuando al aumentar la edad. Con este fin, hemos recopilado la fotometría disponible en la literatura para estrellas de baja masa pertenecientes a los cinco cúmulos, en las bandas BVRcIc y también JHKs del proyecto 2MASS (Cutri et al. 2003). Hemos incrementado la fotometría tomada de la literatura, aportando la obtenida de observaciones realizadas durante 26 noches en el Observatorio de Sierra Nevada (OSN), entre febrero de 2015 y mayo de 2017. Además hemos hecho una recopilación de los períodos de rotación disponibles en la literatura para cada cúmulo. Posteriormente nos hemos familiarizado con modelos de isócronas que se utilizan para predecir la posición de las estrellas de un cúmulo estelar con una edad determinada en el CMD (Bell et al. 2014). Dado que no hemos encontrado un modelo estelar cuyas isócronas reproduzcan los CMDs que queremos estudiar (Mv vs B - V, Mv vs V - Ic y Mv vs V - Ks) hemos utilizado los datos del cúmulo Híades para generar un fiducial en los tres CMDs. El fiducial correspondiente a cada CMD lo hemos superpuesto a la distribución de puntos de los tres CMDs para cada cúmulo y hemos calculado las desviaciones de las estrellas con respecto al mismo. Hemos comprobado que efectivamente se visualiza azulamiento y enrojecimiento para estrellas de cúmulos jóvenes alpha Persei y Pléyades. En cuanto a los cúmulos de mayor edad se percibe azulamiento en algunas estrellas de tipo M en el Pesebre. No es recomendable usar los diagramas color-magnitud para identificar estrellas no miembros en cúmulos jóvenes de edades menores que 1 Gyr si no se tiene en cuenta que, en función de la edad y del tipo espectral, las estrellas pueden presentar este azulamiento y/o enrojecimiento. Además, para representar las magnitudes absolutas hemos hecho uso de las distancias generadas a partir de los paralajes de Gaia DR2 para cada estrella. Estas distancias nos han permitido detectar una contaminación de estrellas gigantes rotadores rápidos en el cúmulo Coma Berenices. Estas gigantes habían sido clasificadas en otros trabajos como estrellas miembros de Coma Berenices localizadas en la secuencia principal y de tipos espectrales tardíos. Hemos comprobado que este tipo de contaminación puede ser un inconveniente a la hora de utilizar la técnica de girocronología para derivar edades de los cúmulos. Recomendamos conocer la clase de luminosidad de las estrellas utilizadas para aplicar esta técnica. Una vez eliminadas las estrellas gigantes de Coma Berenices, nuestra muestra nos indica que este cúmulo tiene una edad de ~ 600 Myr, y sería por lo tanto más joven que la edad propuesta por Tang et al. (2019) de ~ 800 Myr.