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Capítulo 3. Sobre la Distribución de Edades de las Estrellas con Exoplanetas 142 Figura 3.14: Distribución de edades de isócronas de las estrellas EH (histogramas rayados) y de la muestra B (histogramas vacíos). El panel superior corresponde a las estrellas de tipo espectral F en ambas muestras, y el panel inferior al tipo G. Las líneas verticales continuas muestran la posición de la mediana de cada histograma. Las líneas gruesas corresponden al tipo F y las finas al tipo G.
Capítulo 3. Sobre la Distribución de Edades de las Estrellas con Exoplanetas 143 3.6. Correlación de las propiedades estelares con la edad Buscamos correlaciones entre las propiedades estelares del grupo EH con la edad. En el panel superior de la Figura 3.15, graficamos L IR /L ∗ , el exceso sobre la luminosidad estelar, vs. edades cromosféricas y de isócronas. Los cocientes de luminosidad fueron obtenidos de Saffe & Gómez (2004). En los paneles inferiores de la misma figura, mostramos metalicidad vs. edad. Mientras que no hay una correlación evidente con el exceso sobre la luminosidad estelar, una correlación débil aparece con la metalicidad. En otras palabras, la dispersión de la metalicidad pareciera aumentar con la edad. Para verificar si esta tendencia es real, dividimos la muestra EH en dos “bins”, adoptando Log Edad = 0.5 como el punto de corte para las edades del CaII, y Log Edad = 0.75 para las edades de isócronas, para tener sub-muestras más regulares en ambos casos. Luego calculamos el RMS correspondiente a la edad promedio de cada “bin”. Para las edades del CaII (panel inferior izquierdo en la Figura 3.15), obtuvimos para Log edad mayor y menor que 0.5, un RMS de 0.16 y 0.21 dex, respectivamente. En el caso de las edades de isócronas (panel inferior derecho en la Figura 3.15), derivamos el mismo RMS para estrellas con Log edad en el primer y segundo “bin”. Repetimos este análisis adoptando edades cromosféricas para las estrellas EH con Log R ′ HK < −5.1 y edades de isócronas para el resto de los objetos. No hay un cambio substancial en relación a lo observado en la Figura 3.15. Beichman et al. (2005) encuentran poca o ninguna correlación del exceso en 70 µm con la edad (cromosférica), metalicidad y tipo espectral de 6 estrellas EH. Sin embargo, su análisis sugiere que la frecuencia del exceso en 70 µm en estrellas con planetas es al menos tan grande como para los típicos objetos candidatos a tipo Vega seleccionados por IRAS (Plets & Vynckier 1999). 3.7. Resumen y discusión del presente Capítulo Medimos la actividad cromosférica de una muestra de 49 estrellas EH, observables desde el hemisferio Sur. Combinando nuestros datos con los de la literatura, derivamos el índice de actividad cromosférica, R ′ HK, y estimamos las edades para la
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Propiedades Físicas de Estrellas c
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Resumen En este trabajo, estudiamos
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