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Capítulo 3. Sobre la Distribución de Edades de las Estrellas con Exoplanetas 107
espectroscópicos para 21 estrellas que pertenecen a los cúmulos jóvenes, 7 estrellas en
los objetos de edad intermedia y 7 estrellas en M 67. Encuentran que los dos cúmulos
de edad intermedia muestran un nivel de actividad de CaII K similar al cúmulo
más viejo M 67 y al Sol mismo. La relación actividad cromosférica-edad pareciera
disminuír muy rápidamente entre 0 y aproximadamente 2 Gyr, después de lo cual
entraría en una planicie.
Este resultado impone una limitación seria a la aplicabilidad de la técnica cromosférica
para derivar edades de estrellas relativamente viejas, con edades > 2 Gyr.
En particular, en el caso de las estrellas EH, 85 % de la muestra (95 de 112 estrellas)
tienen edades mayores que el límite anterior, usando la calibración de D93 (ver Tablas
3.2 y 3.4), y de esta manera la actividad cromosférica como indicador de edad tendría
poco uso práctico.
La muestra estelar de Pace & Pasquini (2004) es relativamente pequeña. En particular,
su resultado se basa en 7 espectros de alta resolución de estrellas de edad
intermedia. Sería deseable extender este análisis para incluir objetos adicionales por
cada cúmulo y un número relativamente mayor de cúmulos. Esto ayudaría a descartar
cualquier peculiaridad en IC 4651 y NGC 3680, y poner los resultados de Pace &
Pasquini (2004) en una base estadísticamente más sólida. Por otro lado, el análisis de
Wright (2004) se basa en aproximadamente 3000 estrellas cercanas, un tercio de las
cuales tienen espectros de alta resolución. De momento y en vista del resultado de
Pace & Pasquini (2004), indicaremos de qué manera el corte de 2 Gyr en la relación
actividad cromosférica-edad afecta nuestro análisis de las estrellas EH.
La incerteza en las edades derivadas por el método CE depende fuertemente de
cuán bien ha sido monitoreado el ciclo de actividad de un objeto particular (ver, por
ejemplo, Donahue 1998). Por ejemplo, Henry et al. (2000a) estimaron que si la estrella
se encuentra en una fase similar al “Maunder Minimum” solar, que puede durar
varias décadas, la estimación de la edad por CE puede ser sobreestimada por ∼ 2–5
Gyr. Sin embargo, si la estrella está en una fase de “máximo” del ciclo de actividad,
la incerteza en la determinación de edad puede ser menor. Henry et al. (1996) notaron
que la relación D93 produce edades tal que en 15 de 22 binarias las edades difieren
por menos de 0.5 Gyr. En general, Gustafsson (1999) estimó una incerteza típica para
las edades derivadas por el método CE de aproximadamente 30 %.
La muestra de estrellas EH tiene al menos 19 sistemas múltiples (Udry et al.