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Capítulo 3. Sobre la Distribución de Edades de las Estrellas con Exoplanetas 126
Santos et al. (2003b) analizaron las velocidades espaciales de las estrellas EH y de
estrellas sin exoplanetas detectados, en relación a sus diferentes abundancias metálicas.
Ellos concluyen que la distribución de velocidades espaciales para los primeros
objetos es básicamente la misma que para el segundo tipo de estrellas. Sin embargo,
las estrellas EH se encuentran en la envolvente rica en metales de la población de
estrellas sin planetas detectados.
3.4.5. Comparación de edades de las estrellas con Exoplanetas
derivadas por diferentes métodos
En esta Sección comparamos la distribución de edad de las estrellas EH derivada
por los métodos cromosféricos, isócronas, abundancia del Li y del Fe. Las edades cinemáticas
no son consideradas ya que no pueden obtenerse valores individuales.
El panel superior de la Figura 3.9, muestra la distribución de histograma para
las edades derivadas usando el método cromosférico aplicando las calibraciones D93
y RPM98, respectivamente. En esta Sección analizamos las edades cromosféricas listadas
en las Tablas 3.2 y 3.4, es decir, incluyendo objetos con edades por encima de
los límites de 2 o 5.6 Gyr sugeridos por Pace & Pasquini (2004) y Wright (2004),
respectivamente (ver Seccón 3). En la distribución de edades de isócronas (panel
inferior), incluímos los límites superior e inferior con línea continua y punteada, respectivamente,
derivados por Nördstrom et al. (2004). Las edades del Li y Fe no
fueron incluídas en los histogramas de la Figura 3.9, dado que los métodos usados
(ver secciones 4.2 y 4.3) introducen un sesgo hacia edades más jóvenes y más viejas,
respectivamente. Además, el número de estrellas EH con edades del Li es relativamente
pequeña (20 objetos).
La distribución de edades derivada de la calibración D93 es ancha. Por el contrario,
el histograma de la edad cromosférica obtenido aplicando la calibración RPM98 es
angosto, con la mayoría de los objetos teniendo edades < 4 Gyr. La distribución
de edades de isócronas también es ancha, con dos máximos en 3 y 9 Gyr, respectivamente,
mostrando probablemente la separación entre los tipos espectrales F y G
dentro de la muestra de estrellas EH. Karatas et al. (2005) también notaron que su
distribución de edades de las estrellas EH, derivadas mediante isócronas, es plana o
uniforme (teniendo aproximadamente el mismo número de estrellas por “bin”) sobre