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Capítulo 3. Sobre la Distribución de Edades de las Estrellas con Exoplanetas 114 Figura 3.5: Comparación entre el índice de CE, Log R ′ HK , y la edad para la muestra de estrellas EH derivada por Wright et al. (2004) y aquéllas reportadas en este trabajo. Para hacer las comparaciones, usamos las estrellas en común y eliminamos los datos de Wright et al. (2004) de los promedios calculados. Las edades han sido obtenidas con la calibración D93. Los círculos grandes indican las estrellas con las mayores discrepancias: (A) HD 19994, (B) HD 89744, y (C) HD 130322, ver Tabla 3.5.
Capítulo 3. Sobre la Distribución de Edades de las Estrellas con Exoplanetas 115 Las edades de isócronas usualmente se calculan comparando la posición de la estrella sobre el diagrama HR con un “set” de isócronas adoptado. Este procedimiento es particularmente complicado para objetos de baja masa, para los cuales las isócronas son curvas y se acercan unas a otras. Aparte de esto, las incertezas en los observables (es decir, T eff , luminosidad y metalicidad) pueden limitar seriamente la aplicabilidad de esta técnica. Pont & Eyer (2004) discutieron extensivamente la influencia sobre la derivación de la edad de estas incertezas. Además, estos autores desarrolaron un método basado en la probabilidad Bayesiana para tratar sesgos sistemáticos e incertezas grandes en los observables, y así derivar edades más confiables. En la Figura 3.6 se muestra un diagrama color-magnitud de ejemplo (tomado del trabajo de Pont & Eyer 2004), y superpuesto un conjunto de isócronas de Girardi et al. (2000). En lugar de determinar una posición puntual para cada estrella sobre un diagrama colormagnitud, (al cual luego se le superponen las isócronas teóricas), estos autores utilizan una distribución de probabilidad 2-dimensional, la cual describe la probabilidad de que la estrella se ubique en cierto lugar del diagrama. Notablemente, si el punto central correspondiente a la posición de la estrella, cae justamente sobre la curva de una isócrona, la estrella puede tener una edad diferente a la de la isócrona misma. Para entender esto, supongamos que en la región cercana a la estrella, es decir dentro de la distribución de probabilidad, pasan 5 isócronas a la izquierda de la estrella, y 3 a la derecha. Como la distribución de probabilidad describe justamente la incerteza en la posición real de la estrella, esto significa que existe una mayor probabilidad de que la estrella tenga una de las edades del lado izquierdo, que del derecho. El responsable de este efecto es la falta de linealidad de las isócronas. Nördstrom et al. (2004) determinaron las edades de 13636 estrellas cercanas, incluyendo el grupo de estrellas EH, usando isócronas de Pádova (Girardi et al. 2000, Salasnich et al. 2000). Estas isócronas teóricas abarcan el rango de edades entre 0 y 17.8 Gyr. Nördstrom et al. (2004) determinaron la edad de una dada estrella si esta se encuentra dentro de los límites superior e inferior de 1σ de la isócrona más cercana. De otro modo, sólo se determinan límites superiores o inferiores. En las columnas 2, 3 y 4 de la Tabla 3.7, listamos las edades y/o límites derivados por estos autores para el grupo de estrellas EH. Como ya se mencionó, nuestro propósito es comparar las edades derivadas aplicando diferentes métodos. La compilación de edades de Nördstrom et al. (2004) en la Tabla 3.7 es conveniente para este propósito. Nördstrom et al. (2004) realizaron estimaciones de errores junto al cálculo de la edad. En su muestra de 13636 objetos, 84 % se encuentran entre los límites superior e
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Propiedades Físicas de Estrellas c
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Resumen En este trabajo, estudiamos
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Capítulo 2 Búsqueda de Discos en
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