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Capítulo 4. Determinación de la Metalicidad en estrellas de Tipo Vega 166
peratura efectiva y gravedad de toda la muestra en forma homogénea. El cálculo de
estos valores se llevó a cabo mediante el programa TempLogg (Guillon & Magain
2006). Otras fotometrías también podrían resultan apropiadas para determinar los
parámetros fundamentales, tales como el sistema fotométrico de Vilnius (Straizys
1992). Sin embargo, pocas estrellas de la muestra tienen estos valores de magnitud
disponibles, razón por la cual se prefirió utilizar el sistema de Strömgren.
El programa TempLogg fue diseñado para calcular parámetros astrofísicos fundamentales
mediante los colores observados de Strömgren, Geneva o Jhonson. Este
programa es el sucesor de un programa escrito en la Universidad de Viena por Nathan
Rogers en 1985, aunque la nueva versión fue rescrita completamente. El programa
ha sido utilizado en la literatura, en particular para la preparación de la misión
COROT (ver, por ejemplo, Guillon & Magain 2006, Lastennet et al. 2001, Kupka &
Bruntt 2001). Se aplicaron las correcciones por enrojecimiento que incluye el mismo
programa, mediante las calibraciones de Domingo (1999) para estrellas de secuencia
principal con tipos espectrales en el rango A3–F0, y de Nissen (1989) para tipos espectrales
en el rango F0–G2. La Tabla 4.1 muestra los valores finales adoptados de
T eff y Log g para la muestra de estrellas de tipo Vega.
Es importante verificar si las dos calibraciones utilizadas arrojan o no valores similares
de los parámetros fundamentales, lo cual mostramos en la Figura 4.4. Para el
caso de la gravedad superficial, resultan algunas diferencias significativas entre los
valores derivados por ambas calibraciones. Por este motivo, consideramos por separado
los valores derivados con cada calibración y estudiamos como repercuten en el
valor final de la metalicidad. Las distribuciones respectivas derivadas para la temperatura
efectiva y gravedad, se muestran en la Figura 4.5. Aplicando un “test” de
Kolmogorov-Smirnov (KS), resulta una probabilidad de 20 % de que ambas muestras
describan la misma población. Las temperaturas derivadas por Nördstrom et
al.(2004), son incluidas por completitud en la Figura.
Otra comprobación importante, consiste en estudiar la existencia de algun posible
efecto sistemático entre los parámetros derivados mediante las calibraciones fotométricas,
y otras determinaciones de la literatura, ver Figura 4.6. En particular,
comparamos con la T eff derivada por Nördstrom et al. (2004), quienes obtuvieron en
forma homogénea la T eff de casi 16000 estrellas F y G de la vecindad solar, a partir de
los índices b−y, m1 y c1, y la calibración de Alonso et al. (1996), la cual está basada
en el método del flujo IR. En general vemos que el acuerdo es bueno, en particular