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Capítulo 3. Sobre la Distribución de Edades de las Estrellas con Exoplanetas 98
3.3. Derivación de la edad a partir de la actividad
cromosférica
Las líneas H y K del CaII se pueden utilizar como indicadores de la emisión cromosférica
(CE) de las estrellas. Esto se hizo durante muchos años en el programa
de observación Mount Wilson (Baliunas et al. 1995a). El relevamiento incluyó ∼ 500
enanas de tipo tardío del Norte, hasta 25 pc de distancia, y luego fue expandido a
∼ 800 objetos (Baliunas et al. 1995b), observando los objetos del programa aproximadamente
una vez al año durante 25 años. Posteriormente, las estrellas del Sur
también fueron estudiadas (ver, por ejemplo, Henry et al. 1996). Estos encontraron
una distribución bimodal de la actividad cromosférica, en la cual la mayoría de las
estrellas presentan baja actividad (como la del Sol) o bien tienen altos niveles de
actividad, con muy pocos objetos en la zona intermedia, llamado “gap” (vacío) de
Vaughan-Preston. La fracción de estrellas activas es del 30 % (Henry et al. 1996). La
existencia del vacío intermedio no se entiende del todo. Se ha sugerido que la tasa
de formación estelar no es uniforme, o bien que se debe a una fluctuación estadística
(Hartmann et al. 1984).
Por lo general, se admite que la CE tiene un origen magnético, similar al que origina
las manchas solares. Las observaciones de la variación en la actividad magnética
ha dado lugar a explicaciones tales como el dínamo hidromagnético o un oscilador
torsional interno. En el primer caso, los movimientos internos de la rotación diferencial
y de la convección mantienen los campos magnéticos responsables, por ejemplo,
del ciclo solar de 11 años (Parker 1955, Rosner & Weiss 1992). En el segundo caso, las
oscilaciones observadas del campo magnético superficial se originan de una interacción
entre el campo primordial no-regenerativo y la rotación diferencial interna en el
núcleo radiativo (Gough 1990). Ambas teorías tienen un éxito limitado, especialmente
debido a un conocimiento relativamente escaso de las condiciones físicas en el interior
estelar. Aquellas regiones de la superficie estelar donde el campo es intenso, emitirían
en el núcleo de las líneas H y K del CaII. En la Figura 3.1 presentamos algunos
espectros de ejemplo ilustrando la actividad cromosférica. En el panel izquierdo se
muestran espectros de tipo solar en la región de las líneas H y K del CaII. Podemos
notar la emisión en el núcleo de ambas líneas. En el panel derecho, se muestran los
espectros de las 20 estrellas más activas de la muestra de Henry et al. (1996). La