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Capítulo 4. Determinación de la Metalicidad en estrellas de Tipo Vega 164
Esto afectaría directamente al método de Downhill (que explicaremos más adelante)
ya que compara punto a punto los espectros observados con los sintéticos. Los problemas
típicos en la determinación del continuo se deben, por ejemplo, a la presencia
de muchas líneas juntas y superpuestas en el espectro, o la presencia de una línea
cercana muy intensa.
Las líneas estelares fueron identificadas utilizando las referencias generales de “A
Multiplet Table of Astrophysical Interest” (Moore 1945), y “Wavelengths and Transition
Probabilities for Atoms and Atomic Ions”, Part 1 (Reader & Corliss 1980).
También se utilizaron referencias más especializadas, como la de Johansson (1978)
para el FeII.
4.4. Determinación de la metalicidad
A fin de calcular la metalicidad de la muestra de estrellas de tipo Vega, se aplicaron
2 métodos espectroscópicos diferentes. El primero de ellos, el cual es un método
clásico, ha sido ampliamente utilizado (ver, por ejemplo, López-García & Adelman
1994, 1999, Saffe et al. 2005, Saffe & Levato 2004, etc.) y consiste en medir anchos
equivalentes de un conjunto de líneas del FeII. Luego, junto a un modelo de atmósfera
de Kurucz (1992, 1995) adecuado a la estrella de interés, permite determinar abundancias
mediante el programa WIDTH9 (Kurucz 1992, 1995). El segundo método,
que llamaremos método de Downhill (Gray et al. 2001) permite determinar metalicidades
mediante la comparación de un espectro observado con respecto a una grilla de
espectros sintéticos. Este último método presenta la ventaja de que no es necesario
identificar cientos de líneas y medir anchos equivalentes, ni tampoco elegir modelos
de atmósfera, como en el primer método. Sin embargo, se hizo necesario la implementación
del mismo mediante un algoritmo en Fortran, el cual se sometió a diversas
pruebas. Los detalles de cada método de determinación de metalicidades se explican
a continuación.