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Capítulo 3. Sobre la Distribución de Edades de las Estrellas con Exoplanetas 156 Udry, S., Eggenberger, A., Mayor, M., Mazeh, T., Zucker, S., 2004, RMxAC 21, 207 Vaughan, A. H., Preston, G. W., 1980, PASP 92, 385 Vaughan, A. H., Preston, G. W., Baliunas, S. L., Hartmann, L. W., Noyes, R. W., Middelkoop, F., Mihalas, D., 1981, ApJ 250, 276 Vaughan, A. H., Preston, G. W., Wilson, O. C., 1978, PASP 90, 267 Vogt, S. S., Marcy, G. W., Butler, R. P., Apps, K., 2000, ApJ 536, 902 Vogt, S. S., Butler, R. P., Marcy, G. W., Fischer, D. A., Pourbaix, D., Apps, K., Laughlin, G., 2002, ApJ 568, 352 Walker, G. A. H., Bohlender, D. A., Walker, A. R., Irwin, A. W., Yang, S. L. S., Larson, A., 1992, ApJL 396, 91 Wielen, R., Fuchs, B., Dettbarn, C., 1996, A&A 314, 438 Wilson, O., 1963, ApJ 138, 832. Wilson, O. C., 1970, ApJ 160, 255 Wright, J. T., 2004, AJ 128, 1273 Wright, J. T., Marcy, G. W., Butler R. P., Vogt, S. S., 2004, ApJS 152, 261 Young, A., Ajir, F., Thurman, G., 1989, PASP 101, 1017 Zucker, S., Mazeh, T., Santos, N. C., Udry, S., Mayor, M., 2004, A&A 426, 695 Zuckerman B., 2001, ARA&A 39, 549.
Capítulo 4 Determinación de la Metalicidad de Estrellas de Tipo Vega 4.1. Introducción Como ya se mencionó en Capítulos anteriores, las estrellas asociadas con los llamados planetas extrasolares (EH) detectados mediante la técnica Doppler son ricas en metales, respecto de las estrellas de campo de la vecindad solar (González 1997, 1998, González et al. 2001, Laughlin & Adams 1997, Santos et al. 2000, 2001, 2004). En la Figura 4.1, se presenta la distribución de metalicidades (Santos et al. (2004) de un conjunto de 93 estrellas EH (histograma rayado), y de una muestra limitada por volumen de 41 estrellas de la vecindad solar (histograma vacío). Esta última corresponde a una muestra de las estrellas del programa CORALIE (Udry et al. 2000), las cuales no tienen exoplanetas detectados por la técnica Doppler. La diferencia promedio de metalicidad entre estas dos muestras es de ∼0.25 dex, aproximadamente. La importancia de este parámetro resulta entonces evidente. Actualmente existen relevamientos especializados de búsqueda de estrellas EH que se restringen solamente a estrellas pobres en metales (Sozzetti et al. 2006) o estrellas ricas en metales (Fischer et al. 2005, Moutou et al. 2006). También, vale la pena mencionar un conjunto de estrellas EH lejanas, del núcleo (“bulge”) galáctico, cuyos exoplanetas han sido descubiertos en su mayoría por el programa de lente gravitacional OGLE (Udalski et al. 2005, Gould et al. 2006). Análisis espectroscópicos de estas estrellas EH muestran que también son ricas en metales (Santos et al. 2006, Guillot et al. 2006). 157
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Propiedades Físicas de Estrellas c
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Resumen En este trabajo, estudiamos
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