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Capítulo 3. Sobre la Distribución de Edades de las Estrellas con Exoplanetas 135
Las estimaciones de error de las edades cromosféricas y de isócronas son, en general,
relativamente altas, 30–50 %. La Figura 3.10 muestra dispersiones relativamente
grandes, particularmente en el caso de edades cromosféricas y de isócronas. Este gráfico
probablemente refleja las incertezas en ambas técnicas y no una peculiaridad de
la muestra de estrellas EH (ver también la Figura 3.12).
La relación edad-metalicidad tiene una dispersión grande (Edvardsson et al. 1993,
Carraro et al. 1998), aunque Pont & Eyer (2004) han disminuído significativamente
esta dispersión. Además, las calibraciones disponibles hasta el momento no incluyen
objetos ricos en metales, introduciendo un fuerte efecto de selección en contra de
las estrellas EH más jóvenes. La calibración Litio-edad está pobremente definida
(Soderblom 1983, Pasquini et al. 1997, Pasquini et al. 1994, Boesgaard 1991) y tiene
un sesgo hacia los objetos más jóvenes. Consecuentemente, las edades derivadas por
estos métodos sufren de grandes incertezas. A pesar de esto, son útiles como indicadores
independientes de la edad.
La técnica cinemática puede aplicarse para estimar la edad de un grupo de estrellas
y no para obtener edades individuales (Reid 2002). Además, la muestra de
estrellas EH se encuentra a la derecha de la discontinuidad de Parenago en el diagrama
dispersión de velocidad vs. B−V (ver Figura 3.8), donde se encuentran estrellas
jóvenes y viejas. En todo caso, las edades cinemáticas de las estrellas EH son convenientes
para comparación con otros grupos de objetos.
3.5. Comparación con las edades de estrellas de la
vecindad solar
Para comparar las edades de la muestra de estrellas EH con estrellas de la vecindad
solar con propiedades físicas similares, seleccionamos 3 grupos de objetos cercanos.
Santos et al. (2001) y Santos et al. (2005) proporcionan un grupo de 94 estrellas FGK
sin exoplanetas detectados por la ténica Doppler; 31 de estas estrellas tienen edades
de isócronas derivadas por Nördstrom et al. (2004). La muestra A está compuesta
por estas 31 estrellas. La muestra B contiene 8684 objetos FG, con distancias entre
3 y 238 pc, tomadas de Nördstrom et al. (2004). La muestra C tiene 1003 estrellas
FG no binarias dentro del mismo rango de distancias que la muestra B, y valores in-