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Capítulo 4. Determinación de la Metalicidad en estrellas de Tipo Vega 162
relevamientos Doppler de búsqueda de estrellas con exoplanetas, que generalmente
se restringen a estrellas de tipo solar. Por otro lado, las muestras utilizadas en estos
dos trabajos fueron estrellas candidatas del satélite IRAS, y no necesariamente confirmadas
por Spitzer. Por este motivo, uno de los objetivos de este trabajo consiste
en construir la mayor muestra posible de estrellas de tipo Vega del hemisferio Sur, tal
que incluya todos los tipos espectrales posibles, y las recientes detecciones de Spitzer,
a fin de determinar de modo uniforme la metalicidad de este conjunto de estrellas.
Tanto el grupo de estrellas con exoplanetas, como el grupo de estrellas de tipo
Vega, presentan evidencias de material circunestelar acompañando a la fuente central.
En el primer caso exoplanetas, en el segundo caso discos de polvo. En particular,
sabemos que el primer grupo es rico en metales, y según algunos modelos de formación
de planetas, tales como el modelo de acreción de núcleos (Pollack et al. 1996),
esto puede haber facilitado la formación de planetas. Por este motivo, estudiar la
metalicidad de las estrellas de tipo Vega, también nos permitirá confrontarlas con
el grupo de estrellas con exoplanetas. Este constituye otro de los objetivos de este
estudio.
En esta parte del trabajo se determinarán espectroscópicamente la metalicidad
de un conjunto de estrellas de tipo Vega, incluyendo objetos de todos los tipos espectrales
posibles, en el rango B-K. Para ello contamos con cerca de 400 espectros
tomados desde CASLEO en 4 turnos de observación con el espectrógrafo REOSC en
el modo de dispersión cruzada, lo cual corresponde a más de 110 objetos.
4.2. La muestra de objetos
Compilamos una lista de más de 110 estrellas candidatas a tipo Vega de la literatura,
basado en la presencia de exceso IR y/o emisión submilimétrica (Backman
& Paresce 1993, Sylvester et al. 1996, Mannings & Barlow 1998, Fajardo-Acosta et
al. 1999, Silvestre & Mannings 2000, Habing et al. 2001, Laureijs et al. 2002, Sheret
et al. 2004). La muestra de objetos también fue complementada con detecciones de
Spitzer (Beichman et al. 2005, 2006, Briden et al. 2006, Su et al. 2006). Desechamos
rigurosamente aquellas estrellas cuya clase de luminosidad no fuese V, o bien aquellas
con clase de luminosidad desconocida (catálogo Hipparcos). La muestra incluye los
tipos espectrales BAFGK (22, 38, 28, 17 y 8 objetos, respectivamente), para estrellas