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Capítulo 3. Sobre la Distribución de Edades de las Estrellas con Exoplanetas 144 Figura 3.15: Panel superior: L IR /L ∗ vs. edades cromosféricas y de isócronas. Panel inferior: [Fe/H] vs. edades cromosféricas y de isócronas.
Capítulo 3. Sobre la Distribución de Edades de las Estrellas con Exoplanetas 145 muestra completa de estrellas EH con datos cromosféricos (112 objetos), adoptando la calibración D93. También aplicamos otros métodos para medir edades, tales como: isócronas, abundancias del Litio y del Hierro, y dispersión de la velocidad espacial, para comparar con los resultados cromosféricos. Las medianas de las edades derivadas para el grupo EH son de 5.2 y 7.4 Gyr, usando los métodos cromosféricos y de isócronas, respectivamente. Sin embargo, la dispersión en ambos casos es más bien grande, ∼ 4 Gyr. En la derivación de la mediana de la edad cromosférica, aplicamos la relación edad-actividad más allá de los límites de 2 y 5.6 Gyr sugeridos por Pace & Pasquini (2004) y Wright (2004), respectivamente. En particular el primer límite estaría indicando que la técnica de isócronas es, en la práctica, la única herramienta actualmente disponible para derivar edades para la muestra completa de estrellas EH. Las edades del Litio y los límites superiores de la metalicidad sólo son disponibles para un subconjunto de estrellas EH, dado que las correspondientes calibraciones no cubren el rango completo en abundancias del Li o [Fe/H] de este tipo de objetos. Este hecho no hace posible una comparación estadística de estas edades para las estrellas EH. La técnica cinemática no provee edades estelares individuales. Además, las edades cinemáticas son menos confiables debido a que la mayoría de las estrellas EH se encuentran a la derecha de la discontinuidad de Parenago. La mediana de la edad para las estrellas EH de tipos G y F derivadas de las isócronas, son ∼ 1–2 Gyr más grande (viejas) que las correspondientes a estrellas de la vecindad solar. Notamos, sin embargo, que las dispersiones en ambos casos son grandes, ∼ 2–4 Gyr. Las estrellas EH analizadas aquí, han sido seleccionadas por medio de la técnica Doppler que favorece la detección de compañeras de masas planetarias alrededor de estrellas cromosféricamente inactivas y rotadores lentos, donde las mediciones de velocidad radial pueden alcanzar precisiones muy altas, de algunos m/s (ver, por ejemplo, Henry et al. 1997, Vogt et al. 2000, Pepe et al. 2002). Como la actividad cromosférica y la rotación disminuyen con la edad, en promedio, debemos esperar que las estrellas EH sean más viejas que estrellas con propiedades físicas similares sin exoplanetas detectados. Este último grupo de objetos probablemente incluye una fracción significativa de estrellas cromosféricamente más activas y de este modo más jóvenes, para las cuales las mediciones de velocidad radial de alta precisión son muy difíciles de alcanzar.
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Propiedades Físicas de Estrellas c
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Resumen En este trabajo, estudiamos
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