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Capítulo 3. Sobre la Distribución de Edades de las Estrellas con Exoplanetas 116 Figura 3.6: Diagrama color-magnitud de ejemplo (tomado del trabajo de Pont & Eyer 2004), y superpuesto un conjunto de isócronas de Girardi et al. (2000). Se muestra un punto observacional correspondiente a una estrella cualquiera, y los errores en sus observables.
Capítulo 3. Sobre la Distribución de Edades de las Estrellas con Exoplanetas 117 inferior de 1σ. Además, 82 % de estas estrellas tienen errores relativos estimados por debajo del 50 %, y 47 % de estos incluso por debajo del 25 %. Seguimos a Nördstrom et al. (2004) para citar los errores en las edades de isócronas de la muestra de estrellas EH. 77 % (61 de 79) de las estrellas EH se encuentra dentro de los límites superior en inferior de 1σ. 44 % de estos objetos (27 de 61) tienen errores relativos estimados por debajo del 50 %, y 10 % de ellos (6 de 61) incluso por debajo del 25 %. En promedio, asumimos un error “típico” de ∼ 50 % en la determinación de las edades de isócronas. Notamos que Nördstrom et al. (2004) llevó a cabo una estimación cuidadosa y detallada del error para la técnica de las isócronas. Estos autores utilizaron una distribución de probabilidad 2-dimensional, análogo al método Bayesiano pero utilizando ahora la llamada “función G”. Aplicando este método, estos autores derivaron, en general, incertezas más grandes que las clásicas (ver, por ejemplo Gustafsson 1999, Edvardsson et al. 1993). Sin embargo, el análisis de error de Nördstrom et al. (2004) parece ser más real que aquéllos realizados antes. Además, estos autores también compararon su derivación de edades con aquellas calculadas mediante el método Bayesiano de Pont & Eyer (2004), sin encontrar diferencias significativas debido a los procedimientos mismos. 3.4.2. Abundancia del Litio El contenido de Litio en la atmósfera estelar es destruído a medida que los movimientos convectivos mezclan gradualmente la envolvente estelar con las regiones internas más calientes (T ∼ 2.5 10 6 K). De este modo, se puede esperar una relación entre la abundancia de Litio y la edad. Sin embargo, esta relación está pobremente definida. Por ejemplo, mientras que Boesgaard (1991) derivó una relación Litio-edad para estrellas con 5950 K < T eff < 6350 K pertenecientes a ocho cúmulos abiertos, Pasquini et al. (1994) y Pasquini et al. (1997) encontraron un factor 10 para la abundancia del Litio para estrellas con una dada T eff en M 67, un cúmulo abierto con edad y metalicidad casi solar. La abundancia del Litio de estrellas EH y de estrellas de campo ha sido comparada en la literatura. González & Laws (2000) sugieren que las estrellas EH tienen menos Litio que las estrellas de campo, mientras que Ryan (2000) propuso que ambos grupos tienen una abundancia de Litio similar. Recientemente, Israelian et al. (2004) encuentran un probable exceso de agotamiento del Litio en las estrellas EH con T eff
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Propiedades Físicas de Estrellas c
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Resumen En este trabajo, estudiamos
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