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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).
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