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Capítulo 3. Sobre la Distribución de Edades de las Estrellas con Exoplanetas 124 Figura 3.8: Dispersión de velocidad transversal S vs. B−V desenrojecido. Estrellas de la vecindad solar y estrellas EH son representadas por cuadrados vacíos y círculos llenos, respectivamente. Las barras de error son derivadas como ∆S = S/ √ 2n − 2, donde n es el número de objetos por “bin”. La escala de edades en el lado derecho ha sido obtenida de Binney et al. (2000).
Capítulo 3. Sobre la Distribución de Edades de las Estrellas con Exoplanetas 125 descripto por Lachaume et al. (1999), usando valores de U, V y W para las estrellas EH calculadas por Nördstrom et al. (2004). La idea consiste en suponer una dispersión de velocidades Browniana, de modo que ésta se escribe como δv 2 = B + At, donde A y B son constantes conocidas (A = 478 km 2 /s 2 Gyr, B = 33 km/s, Lachaume et al. 1999). La dispersión δv 2 se calcula a partir de las velocidades espaciales (U, V, W), corregidas por el movimiento solar (−13.4, −11.1, +6.9 Km/s; Chen et al. 1997). Como al tiempo t las estrellas tienen velocidades iguales o menores que la dispersión δv 2 , el tiempo t que obtenemos es en realidad un límite inferior. De este modo, derivamos un límite inferior de 3.9 ± 2.9 Gyr para la muestra de estrellas EH, el cual coincide con la edad promedio derivada usando la dispersión de la velocidad transversal (es decir, 4–6 Gyr). Advertimos, sin embargo, que el último método cinemático es menos confiable como estimador de la edad debido a que las estrellas EH se encuentran hacia el rojo de la discontinuidad de Parenago. Las propiedades cinemáticas de las estrellas EH también han sido estudiadas por otros autores. Como ya se mencionó, Reid (2002) usó las componentes de la velocidad espacial para inferir un límite inferior a la edad de la muestra EH. Otros grupos confrontaron las propiedades cinemáticas y la metalicidad de las estrellas EH, con estrellas similares de la vecindad solar sin exoplanetas detectados. El objetivo de estos trabajos fue estudiar si la cinemática de las estrellas EH puede proveer una indicación para explicar las relativamente altas metalicidades de las estrellas EH. Por ejemplo, González (1999) analizó las propiedades químicas y dinámicas de las estrellas EH, en el marco de la difusión de órbitas estelares en el espacio (Wielen et al. 1996). Con este propósito, confrontó el grupo EH que es rico en metales, con una muestra de enanas y subgigantes F y G, con metalicidades, edades y cinemática bien determinadas. Este autor concluye que el modelo de difusión estelar no puede dar cuenta de la alta metalicidad de las estrellas EH. Barbieri & Gratton (2002) compararon las órbitas galácticas de las estrellas EH con estrellas sin exoplanetas detectados, tomadas del catálogo de Edvardsson et al. (1993). Ambos grupos no son cinemáticamente diferentes. Sin embargo, a cada distancia perigaláctica las estrellas EH tienen sistemáticamente metalicidades mayores que el promedio de la muestra de comparación. Este resultado fue confirmado por Laws et al. (2003). Estos últimos autores también encuentran evidencia de una diferencia en la pendiente de la relación metalicidad-radio galactocéntrico entre las estrellas con y sin exoplanetas. Debido a la naturaleza rica en metales de las estrellas EH, estos objetos tienen una pendiente más empinada que el grupo de comparación.
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Propiedades Físicas de Estrellas c
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Resumen En este trabajo, estudiamos
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