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Capítulo 3. Sobre la Distribución de Edades de las Estrellas con Exoplanetas 111
2004), incluyendo tres binarias cercanas, γ Cep (Hatzes et al. 2003), HD 41004 A y
B (Santos et al. 2002, Zucker et al. 2004), y GJ 86 (Queloz et al. 2000). Asumiendo
que las componentes binarias evolucionaron juntas, Donahue (1998) encuentra que la
discrepancia en la edad entre ambas estrellas tiene el mismo orden que la incerteza en
la derivación de la edad cromosférica misma. Este autor encuentra que para estrellas
más viejas que 2 Gyr, la incerteza en la edad está típicamente por debajo de 1 Gyr.
Esta diferencia probablemente se debe a fases no sincronizadas en los ciclos de actividad
en los cuales cada estrella individual ha sido monitoreada. Las interacciones
tidales pueden, en principio, afectar la actividad estelar en sistemas cercanos. Sin
embargo, la muestra analizada incluye un número relativamente pequeño de este tipo
de binarias y así este efecto no puede alterar significativamente nuestros resultados
estadísticos.
Un incremento en la CE debido a la presencia de un compañero planetario (gigante)
cercano ha sido investigado por varios autores (ver, por ejemplo, Cuntz et
al. 2000, Saar & Cuntz 2001, Shkolnik et al. 2003). Además, Rubenstein & Schaefer
(2000) sugieren que planetas gigantes cercanos pueden estimular la presencia de
“superflares” sobre la CE de las estrellas EH. Santos et al. (2003a) propusieron que
la variabilidad fotométrica observada en HD 192263 puede estar relacionada a la interacción
estrella-planeta. En otras estrellas EH se ha buscado un aumento de la CE
(debido a la presencia de un planeta cercano), aunque sin éxito (Saar & Cuntz 2001,
Shkolnik et al. 2004).
Shkolnik et al. (2003) encontraron evidencia de actividad cromosférica inducida
por un planeta en una estrella EH (HD 179949), cuyo compañero planetario tiene un
semieje mayor de ∼ 0.04 AU (período orbital de ∼ 3 días). El período del planeta
está sincronizado con el aumento en la CE, el cual se incrementa un ∼ 4 % cuando
el planeta pasa enfrente de la estrella. Traducido en edades, esto representaría una
diferencia de 0.8 Gyr para una estrella de 5 Gyr de edad, adoptando la calibración
de D93. Esta diferencia es aproximadamente la misma que la incerteza de las edades
cromosféricas. Un efecto similar fue detectado posteriormente en ν And (Shkolnik et
al. 2004).
Buscamos correlaciones entre la CE (medida por Log R ′ HK ) y los parámetros orbitales
del planeta asociado, tales como: M seni, e, y a. La Figura 3.4 muestra como
un ejemplo, Log R ′ HK vs el semieje mayor a. En esta figura, las estrellas de tipo “Hot
Jupiter” (es decir, aquellas con a < 0.1 AU) son indicadas con círculos llenos, mientras