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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