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Capítulo 3. Sobre la Distribución de Edades de las Estrellas con Exoplanetas 118
en el rango 5600–5850 K, en comparación con estrellas de campo en el mismo rango
de temperaturas. Para una diferencia promedio de ∼ 1.0 dex en el contenido de Litio
de los dos grupos, las estrellas EH son ∼ 2 Gyr más viejas que las estrellas de campo,
de acuerdo a la relación Litio-edad derivada por Soderblom (1983). Por otro lado,
Israelian et al. (2004) no encuentran una diferencia significativa entre estrellas EH y
estrellas de campo con T eff en el rango 5850–6350 K.
Aplicamos este método sólo como un indicador adicional de la edad, para comparar
con las otras técnicas. Obtuvimos las abundancias del Litio, Log N(Li), para la
muestra de estrellas EH a partir de Israelian et al. (2004), y usamos la calibración de
Soderblom (1983) para derivar las edades de estos objetos. En la Figura 3.7 mostramos
la calibración de Soderblom (1983) mediante una curva, junto a tres puntos observacionales
importantes de ejemplo: los cúmulos de las Hyades, Osa Mayor y el Sol.
Esta relación es válida para estrellas de tipo solar con abundancias intermedias entre
las Hyades y el Sol (es decir, 0.95 < Log N(Li) < 2.47). 20 estrellas EH son incluídas
dentro de estos límites. Este rango en abundancias del Litio introduce un sesgo hacia
edades jóvenes y nos impide realizar una comparación significativa con los demás
estimadores. Luego usamos la calibración de Soderblom (1983) para derivar edades
estelares individuales de las estrellas EH con abundancias del Li dentro del rango de
validez. En la columna 5 de la Tabla 3.7 figura la edad obtenida. Para HD 12661, sólo
un límite superior a la abundancia del Li está disponible, por lo cual derivamos un
límite inferior a la edad de este objeto (indicado por el subíndice “L” en la Tabla 3.7).
Boesgaard (1991) derivó una calibración Li-edad, válida sobre un rango mayor
en abundancias del Li, 2.1 < Log N(Li) < 3.0, pero restringido a estrellas con
5950 K < T eff < 6350 K. Este rango de temperaturas comprende ∼ 20 % de la muestra
de estrellas EH. Además, considerando ambos intervalos de abundancia del Li y
de T eff , la calibración de Boesgaard (1991) puede ser aplicada para obtener edades de
9 estrellas EH solamente. Por esta razón elegimos usar la calibración de Soderblom
(1983) sobre la relación de Boesgaard (1991). Notamos que estas calibraciones son
complementarias en el rango de metalicidad, sin embargo no tienen un acuerdo razonable
en el rango en metalicidad que tienen en común, impidiendo la aplicación de
ambas calibraciones juntas en nuestra estimación de la edad.