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Capítulo 4. Determinación de la Metalicidad en estrellas de Tipo Vega 165
4.5. Determinación de metalicidades con el programa
WIDTH
El cálculo de abundancias con este método, requiere inicialmente una estimación
de los parámetros fundamentales T eff y Log g, por ejemplo mediante la fotometría
Strömgren. Luego, se utilizan T eff y Log g para elegir el modelo de atmósfera de Kurucz
(1992, 1995) más adecuado a cada una de las estrellas de tipo Vega de la muestra.
Este modelo de atmósfera se elige inicialmente con metalicidad solar. Finalmente, el
modelo de atmósfera junto a los anchos equivalentes medidos en los espectros, serán
empleados para derivar una metalicidad espectroscópica mediante el programa de
calculo de abundancia WIDTH9 (Kurucz 1992, 1995).
4.5.1. Parámetros atmosféricos
Moon y Dworetsky (1985) realizaron una calibración de la fotometría Strömgren
comparando colores sintéticos e índices uvbyβ calculados mediante un modelo de Kurucz
(1979), más las funciones de transmisión de los filtros uvby standards, respecto
de colores e índices observados para estrellas B, A y F de T eff y Log g conocidos.
Esto permite presentar una grilla bidimensional con valores de (β,c o ) o bien (a,r)
que puede ser usada para determinar T eff y Log g. Posteriormente, Napiwotzky et al.
(1993) (de aquí en más, N93), realizaron mejoras y correcciones a esta calibración.
Se dividió el rango de temperaturas en tres regiones: estrellas frías (T eff < 8500 K),
estrellas calientes (T eff > 11000 K) e intermedias (8500 K < T eff < 11000 K). Con la
nueva calibración de Napiwotzki et al. pueden obtenerse valores confiables de T eff y
Log g, para estrellas con tipos espectrales en el rango B–F.
Por otro lado, Castelli (1997, 1998) (de aquí en más, C97) calculó los colores de
distintas fotometrías basado en modelos de atmósferas de ATLAS9 (Kurucz 1992,
1995). C97 investigaron los efectos de la teoría de longitud de mezcla y compararon
relaciones color-T eff empíricas y observacionales. Finalmente resultó una calibración
en T eff y Log g para la fotometría Strömgren, que cubre los tipos espectrales en el
rango B–G.
En nuestro caso, se cuenta primariamente con la fotometría Strömgren de las estrellas
de tipo Vega, la cual presenta un amplio rango de tipos espectrales, B4-K3.
Luego, resultan apropiadas las dos calibraciones mencionadas para estimar la tem-