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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