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Capítulo 4. Determinación de la Metalicidad en estrellas de Tipo Vega 163
relativamente cercanas (distancias entre 5 y 350 pc). En general, las estrellas con
exceso IR de IRAS se encuentran fuera del plano galáctico (con < 10 % de la muestra
teniendo b < 10 ◦ ), mientras que la distribución en longitud galáctica es aleatoria.
La relativa escasez de estos objetos sobre el plano galáctico refleja el efecto de selección
de IRAS con respecto a la detección de objetos con exceso IR en esta posición.
4.3. Observaciones y reducción de datos
Los espectros estelares fueron obtenidos en el Complejo Astronómico El Leoncito
(CASLEO), durante 4 turnos de observación (05-08/08/2005, 18-22/08/2005, 18-
25/02/2006 y 04-07/05/2007). Utilizamos el telescopio Jorge Sahade de 2.15 m equipado
con un espectrógrafo echelle REOSC y un detector CCD TEK 1024x1024. Se obtuvieron
3 espectros de cada estrella. Se cubrió un rango espectral de 3500-6500 Å.
El espectrógrafo REOSC utiliza redes como dispersores cruzados. En nuestro caso
utilizamos una red de 400 l/mm. La relación S/N de los espectros fue de ∼300 aproximadamente,
y el poder resolvente es de ∼12500.
Los espectros fueron reducidos utilizando los procedimientos standards de IRAF
para espectros echelle. Se restaron los bias y se aplanó el campo mediante el flat de
cada noche. Se determinó la posición de cada apertura, y luego se definió la posición
del fondo de cielo mediante un ajuste lineal a cada lado de las aperturas, mediante
la tarea apall. También se corrigió por los efectos de luz dispersada (tarea apscatter).
Finalmente, se procedió a extraer el espectro y calibrar en longitud de onda. De este
modo, la resolución final de los espectros resultó 0.17 Å/pix. Una descripción del
material observacional y de la técnica de reducción, han sido publicadas por López-
García, Adelman & Pintado (2001) y Saffe et al. (2005). Los anchos equivalentes
fueron medidos ajustando perfiles gaussianos a las líneas metálicas de los espectros
mediante la tarea splot. No hay más de 15 % de diferencia entre los anchos equivalentes
de las mismas líneas, medidos en diferentes espectros.
Un punto importante a considerar es la correcta determinación del continuo de los
espectros estelares. Los espectros fueron normalizados mediante la tarea continuum
del programa IRAF. Típicamente utilizamos para el ajuste polinomios de Legendre y
de Chebyshev, de orden 7–9. Si el continuo ajustado se encuentra un 10 % por encima
del continuo real, sería equivalente a decir que las líneas son un 10 % más profundas.