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Capítulo 3. Sobre la Distribución de Edades de las Estrellas con Exoplanetas 100
La actividad cromosférica puede cuantificarse por los índices S y R ′ HK (ver, por
ejemplo, Vaughan et al. 1978, Baliunas et al. 1995a, Vaughan & Preston 1980, Baliunas
et al. 1995b, Soderblom et al. 1991, Henry et al. 1996). El índice S está definido
por la suma de los flujos dentro de dos bandas de 1 Å de ancho, centradas en las líneas
del CaII H (λ3968 Å) y K (λ3933 Å). Luego, el flujo combinado es normalizado al
nivel de pseudo-continuo tal y como es medido en dos ventanas equidistantes de 20 Å
de ancho cada una, a cada lado de las líneas del CaII. Estas ventanas están señaladas
en la parte superior de la Figura 3.1. De acuerdo a la definición, no es necesario calibrar
el espectro en flujo, ya que la definición del índice involucra mediciones relativas.
Como podemos ver en la Figura 3.2, los relevamientos indican que este índice varía
a lo largo del tiempo, mostrando variaciones de corto y largo período (∼años, similar
al ciclo solar de 11 años) y otros objetos con variaciones no periódicas (Noyes et al.
1984, Baliunas et al. 1995a,b). Pero además, se suponen variaciones de cientos de
años, como el llamado mínimo de Maunder solar (∼ 1650, ∼ 1890), en los que la CE
disminuye aun más. Aquellas estrellas en las que S prácticamente no varía durante
el tiempo, son las elegidas como estrellas patrón para medir CE (ver, por ejemplo,
Henry et al. 1996).
El índice S depende no sólo de la CE, sino que también de la emisión fotosférica de
la fuente en las alas cercanas de las líneas H y K, que es una función rápidamente variable
con el tipo espectral. Luego, para comparar la verdadera emisión cromosférica
de estrellas con diferente B−V, es necesario conocer la variación del flujo fotosférico.
Entonces, se utiliza el llamado índice R ′ HK , que contiene la misma información que el
índice S, pero con un par de correcciones:
1) una corrección de color B−V, la cual se introduce en primera aproximación como
un factor multiplicativo C(B−V):
R HK = C(B − V) S, (3.1)
donde C(B−V) fue calculado por Middelkoop (1982). Para obtener la relación entre C
y B−V, este autor utilizó estrellas con flujos e índices R HK y S medidos por Vaughan
& Preston (1980), mediante una muestra de ∼50 estrellas seleccionadas con errores de
medición pequeños. Luego, para estas estrellas graficó C vs. B−V y realizó un ajuste