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Capítulo 4. Determinación de la Metalicidad en estrellas de Tipo Vega 158 González (2003) resume tres hipótesis que se han propuesto para explicar este fenómeno: a) Origen primordial: las estrellas se formaron a partir de un medio interestelar que ya estaba enriquecido en metales; b) Acreción de planetoides ricos en metales: en este escenario las estrellas nacen con metalicidad ∼ solar y se enriquecen posteriormente mediante la acreción de material; c) Migración: está relacionado con el efecto de selección Doppler del período orbital. En este caso, se postula que el radio orbital (y por lo tanto el período), dependen de la metalicidad de la estrella. De este modo, el efecto de selección Doppler favorecería a las estrellas cuyo radio corresponde a una metalicidad mayor. El hecho de que las estrellas con Exoplanetas sean ricas en metales, es importante ya que suponemos que los planetas se formaron a partir del disco primordial de la estrella, y por otro lado, las estrellas de tipo Vega son las estrellas más viejas de la vecindad solar que todavía poseen un disco, aunque en este caso un disco de polvo, de segunda generación. Existen un par de antecedentes en cuanto a la determinación de metalicidad en estrellas de tipo Vega. Greaves et al. (2006) estimaron la metalicidad [M/H] de 1040 estrellas de los programas de búsqueda de estrellas EH de los observatorios Lick y Keck, los cuales excluyen estrellas cromosféricamente activas y binarias con separación menor de 2”. Dentro de la muestra estudiada, estos autores incluyeron 18 estrellas FGK de tipo Vega (es decir, estrellas con remanente de disco), y concluyen que la distribución acumulativa 1 de metalicidad de estas estrellas es similar al de las estrellas en general de la vecindad solar, como podemos ver en la Figura 4.2. Estas 18 estrellas tienen exceso IR detectado inicialmente por IRAS. Por otro lado, para el caso de las estrellas EH, confirmaron que son ricas en metales. Similarmente, Chavero et al. (2006) obtuvieron metalicidades solares (mediana de −0.11 dex) para una muestra de 42 estrellas de tipo Vega con tipos espectrales F y G. Las metalicidades fueron obtenidas a partir de la fotometría Strömgren, y son 42 estrellas candidatas detectadas inicialmente por IRAS. La Figura 4.3 compara la distribución de metalicidades para las estrellas asociadas con los llamados planetas extrasolares, con aquellas derivadas mediante la fotometría de Strömgren para estrel- 1 Una distribución acumulativa de metalicidad, se obtiene como la suma de los valores de la distribución misma, desde −∞ hasta el punto considerado. En un punto X, es igual a P(x
Capítulo 4. Determinación de la Metalicidad en estrellas de Tipo Vega 159 Figura 4.1: Distribución de metalicidades tomada de Santos et al. (2004), de un conjunto de 98 estrellas EH (histograma rayado), y para una muestra de estrellas limitadas en volumen de la vecindad solar (histograma vacío).
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Propiedades Físicas de Estrellas c
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Resumen En este trabajo, estudiamos
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y la presencia de planetas, podría
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Introducción Hasta hace 15 años,
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Introducción 11 Beckwith, S. V., 1
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