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Capítulo 3. Sobre la Distribución de Edades de las Estrellas con Exoplanetas 134
ables. En el caso de la técnica cromosférica, la calibración D93 produce, en general,
resultados que concuerdan mejor con la técnica de las isócronas que con la relación
de RPM98.
3.4.6. Limitaciones de los diferentes estimadores de edad
En esta Sección comentaremos brevemente la aplicabilidad de los diferentes estimadores
de edad empleados para derivar edades de las estrellas EH, y discutimos
sobre sesgos sistemáticos debido al uso estos métodos.
La determinación de edades cromosféricas están basadas en la CE de estrellas F,
G y K. Está bien establecido que el nivel de emisión disminuye con el tiempo. Sin
embargo, hoy en día no es claro hasta que edad este indicador puede proveer edades
confiables. Wright (2004) encuentra que la relación edad-actividad se rompe para
edades > 5.6 Gyr, mientras que Pace & Pasquini (2004) determinan un límite más
temprano de ∼ 2 Gyr. No obstante, esta relación ha sido usada más allá del límite de
5.6 Gyr (ver, por ejemplo, Henry et al. 1997, Donahue 1998, Wright et al. 2004). En
todo caso, este método es más apropiado para las edades jóvenes, cuando el nivel de
actividad estelar es suficientemente alto. Luego de esto, la relación se rompe y entra
en un “plateau”, perdiendo su uso práctico como indicador de edad. La incerteza en
las edades derivadas por este método depende del tiempo de observación de cada estrella
individual (ver, por ejemplo, Henry et al. 2000a). Gustafsson (1999) estimó una
incerteza general de alrededor de 30 % en la derivación de las edades cromosféricas.
Las edades de isócronas dependen fuertemente de las incertezas en los observables
(T eff , M V , y metalicidad). Como ya se explicó, la precisión de estas edades varía
fuertemente con la posición de la estrella sobre el diagrama HR. Por ejemplo, para
objetos de baja masa las isócronas tienden a converger sobre este diagrama (Pont
& Eyer 2004). Además, las edades de isócronas son menos confiables para objetos
jóvenes. Por otro lado, esta técnica provee edades relativamente más precisas para
estrellas que han evolucionado lejos de la ZAMS (Feltzing et al. 2001, Lachaume et al.
1999, Nördstrom et al. 2004), ya que en esta región las isócronas tienden a estar más
separadas. Pont & Eyer (2004) discutieron extensivamente este punto, y propusieron
un método para estimar edades de un modo más exacto, basado en la probabilidad
Bayesiana. Lachaume et al. (1999) y Nördstrom et al. (2004) han sugerido incertezas
típicas de cerca de 50 % en las edades derivadas por la técnica de las isócronas.