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Capítulo 3. Sobre la Distribución de Edades de las Estrellas con Exoplanetas 123
la Figura 3.8. Sin embargo, al seguir moviéndonos hacia el rojo en el diagrama HR,
llega un momento en que las estrellas más viejas (de un tipo espectral fijo) abandonan
la secuencia principal, por lo cual la dispersión de velocidades deja de aumentar,
manteniéndose ∼ constante. La discontinuidad misma corresponde a un color B−V
∼ 0.6, en el cual el tiempo de vida en secuencia principal iguala la edad del disco
galáctico (Dehnen & Binney 1998). A partir de aquí, B−V puede aumentar pero S
no lo hace. La tendencia general de la muestra de estrellas de la vecindad solar en la
Figura 3.8 es muy similar a la derivada por Binney et al. (2000).
Obtuvimos S para la muestra de estrellas EH incluyendo estrellas con error relativo
de paralaje menor que 10 %. Esto excluye 7 de 131 estrellas EH con datos de
paralaje (es decir, 5 % del grupo). Sin embargo, estamos imposibilitados de aplicar
el criterio de estrellas no binarias y de secuencia principal, ya que esto eliminaría ∼
42 % de los objetos. En la Figura 3.8, superponemos los resultados para las estrellas
EH (círculos llenos) para comparar con la muestra de estrellas de la vecindad solar.
Para el grupo EH elegimos una ventana deslizante de 30 objetos y graficamos un
punto cuando 6 estrellas abandonan la ventana. En el lado derecho de la Figura 3.8
indicamos la escala de edad derivada por Binney et al. (2000).
Las estrellas EH parecen tener una dispersión de velocidades transversales similar
a las estrellas de la vecindad solar, con una edad promedio de 4–6 Gyr. Sin embargo,
la mayoría de las estrellas EH se encuentran a la derecha de la discontinuidad de
Parenago, donde el método cinemático es menos confiable.
Manoj & Bhatt (2005) analizaron una muestra de candidatos de tipo Vega, y
encuentran que la dispersión de velocidades transversales es sistemáticamente menor
que para estrellas de la vecindad solar, sugiriendo una edad más joven para la muestra
de estrellas de tipo Vega con respecto a la vecindad solar. Como la mayoría de las
estrellas de tipo Vega tienen tipo espectral A, la muestra se encuentra a la izquierda
de la discontinuidad de Parenago, donde el método cinemático puede aplicarse con
seguridad.
Como un “test” adicional, usamos las componentes de la velocidad espacial (U,
V, W) para chequear la consistencia de los resultados. Reid (2002) recientemente
aplicó esta técnica para derivar un límite inferior a la edad de un grupo de 67 estrellas
EH. Extendimos este análisis para incluir 101 de las estrellas EH actualmente
conocidas, con datos de velocidad espacial disponibles. Seguimos el método cinemático