Abrir - RDU

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.