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Capítulo 4. Determinación de la Metalicidad en estrellas de Tipo Vega 174 inspección de aquellas líneas que pudieran alejarse de la abundancia promedio de la especie. Normalmente, este error no debe ser superior a 0.25 o 0.30 en unidades de Log N/H. Luego, para cumplir la condición i), la pendiente en el gráfico de abundancia vs. ancho equivalente debe ser nula. Para ello, se van variando los valores de microturbulencia, resultando sucesivamente pendientes positivas y negativas, hasta acercamos lo más posible al valor cero. De este modo, vemos que el cálculo de abundancias y de velocidad de microturbulencia, son procesos simultáneos y recursivos. Una vez que se elige una velocidad de microturbulencia definitiva, se calculan las abundancias para todas las especies químicas utilizando ahora este valor. Finalmente, el modelo de atmósfera junto a los anchos equivalentes medidos en los espectros, se emplean para derivar una metalicidad espectroscópica mediante el programa de cálculo de abundancias WIDTH9 (Kurucz 1992, 1995). Como datos de entrada, este programa requiere un archivo con el modelo de atmósfera calculado por ATLAS9, además de los anchos equivalentes de cada línea de la cual se desea calcular la abundancia. Algunos datos de laboratorio requeridos de cada línea son, por ejemplo, su longitud de onda, potenciales de excitación del nivel superior e inferior, número cuántico J del nivel superior e inferior, constantes de amortiguamiento radiativa y colisional, etc. También se requiere el valor de la velocidad de microturbulencia. Como datos de salida, el programa responde con la abundancia teórica de cada una de las líneas y con la abundancia promedio correspondiente a una cierta especie química. Este programa calcula anchos equivalentes teóricos a partir de las abundancias dadas como datos de entrada. Compara estos valores con los anchos equivalentes observados, y luego modifica las abundancias hasta que la diferencia entre el ancho equivalente teórico y el observado sea menor que 0.01 mÅ. La Tabla 4.2 muestra los valores derivados de la metalicidad con el programa WIDTH9, utilizando separadamente las calibraciones de N93 y C97 para los parámetros fundamentales. Más adelante, vamos a comparar los valores obtenidos mediante estas dos calibraciones, y con respecto a los valores derivados por el método de Downhill. 4.5.3. Análisis de errores El método explicado precedentemente para determinar abundancias, requiere una medición precisa de los anchos equivalentes. Adoptamos en general un error del 5 %
Capítulo 4. Determinación de la Metalicidad en estrellas de Tipo Vega 175 Tabla 4.2: Metalicidades derivadas con el programa WIDTH9, aplicando separadamente las calibraciones de N93 y C97 para los parámetros fundamentales N93 N93 C97 C97 Estrella [Fe/H] δ[Fe/H] [Fe/H] δ[Fe/H] N líneas HD 105 4.65 0.25 4.81 0.31 15 HD 10647 4.58 0.32 4.50 0.32 29 HD 10700 4.60 0.22 4.83 0.26 17 HD 10800 4.37 0.25 4.16 0.33 30 HD 17206 4.75 0.33 4.70 0.28 22 HD 20010 4.99 0.21 4.94 0.27 27 HD 20794 4.57 0.30 4.73 0.26 17 HD 22049 4.77 0.32 4.51 0.30 22 HD 22484 4.35 0.33 4.56 0.31 21 HD 38393 4.70 0.34 4.54 0.29 26 HD 108483 4.73 0.21 4.77 0.34 20 HD 109085 4.36 0.30 4.59 0.34 15 HD 152391 4.23 0.33 4.33 0.23 27 HD 164249 4.70 0.24 4.82 0.23 29 HD 181296 4.79 0.24 4.51 0.24 21 HD 181327 4.17 0.31 4.44 0.29 27 HD 191089 4.81 0.29 4.90 0.21 24 HD 203608 4.97 0.24 4.82 0.30 19 HD 206893 4.42 0.25 4.63 0.30 24 HD 207129 4.75 0.23 4.54 0.35 26 HD 209253 4.65 0.25 4.36 0.27 16 HD 221853 5.06 0.20 4.96 0.20 15 HD 17206 4.57 0.24 4.64 0.24 17 HD 20010 4.84 0.21 5.06 0.26 19 HD 135344 4.96 0.30 4.66 0.23 20 HD 144432 4.99 0.29 5.04 0.30 25 HD 142 5.10 0.30 5.08 0.29 20 HD 10647 4.30 0.34 4.60 0.20 28 HD 169830 4.19 0.24 4.27 0.20 26 HD 216435 4.42 0.27 4.52 0.28 22 HD 216437 4.85 0.27 4.87 0.27 21 HD 25457 4.71 0.29 4.44 0.31 29 N93: Calibración de Napiwotzky et al. (1993); C97: Calibración de Castelli (1997, 1998).
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Propiedades Físicas de Estrellas c
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Resumen En este trabajo, estudiamos
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