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Capítulo 4. Determinación de la Metalicidad en estrellas de Tipo Vega 176 Tabla 4.2: Continuación N93 N93 C97 C97 Estrella [Fe/H] δ[Fe/H] [Fe/H] δ[Fe/H] N líneas HD 30495 4.14 0.29 4.22 0.21 23 HD 33262 4.49 0.30 4.56 0.35 27 HD 33636 4.42 0.34 4.54 0.26 16 HD 35850 4.87 0.20 5.06 0.21 26 HD 37484 4.88 0.35 4.84 0.30 28 HD 38385 4.50 0.31 4.48 0.28 24 HD 40136 4.68 0.27 4.64 0.24 29 HD 41700 4.30 0.28 4.61 0.27 23 HD 41742 4.85 0.28 4.62 0.25 16 HD 68456 4.69 0.22 4.47 0.21 21 HD 69830 3.96 0.23 3.99 0.30 24 HD 76151 4.52 0.35 4.36 0.23 22 HD 82943 4.63 0.25 4.72 0.23 28 HD 108257 5.10 0.27 5.29 0.21 16 HD 113766 4.30 0.22 4.55 0.20 16 HD 115617 4.83 0.21 4.88 0.33 16 HD 117176 4.63 0.32 4.95 0.25 25 HD 117360 5.12 0.26 5.02 0.29 25 HD 139664 4.38 0.27 4.53 0.28 24 N93: Calibración de Napiwotzky et al. (1993); C97: Calibración de Castelli (1997, 1998).
Capítulo 4. Determinación de la Metalicidad en estrellas de Tipo Vega 177 en la medición del ancho equivalente debido a una incorrecta ubicación del continuo, lo cual representa hasta un 20 % como máximo en la determinación de la metalicidad. La posición del continuo queda fijada al momento de la normalización de los espectros. Esto se vuelve un problema particularmente serio para estrellas con alto v sen i, y para estrellas frías las cuales tienen muchas líneas juntas (“blend”), dando la apariencia de un menor nivel de continuo (ver, por ejemplo, Sturenburg 1993, Hill 1995). La posición del continuo no es la única incerteza al calcular abundancias. La información de laboratorio de cada línea espectral también puede estar sujeta a errores o incertezas. En particular, los valores de fuerza de oscilador (Log gf) suelen ser importantes: estimamos que las incertezas en el valor de Log gf, pueden resultar en diferencias de hasta 10 % en las abundancias finales. Los valores de Log gf utilizados en este trabajo, fueron tomados de Fuhr, Martín & Wiese (1988) y de Kurucz (1992). El algoritmo que utiliza el programa WIDTH es altamente no lineal e iterativo. La abundancia final depende de muchas variables involucradas. La clásica estimación del error total mediante la propagación de errores, no puede calcularse en forma directa, por este motivo usualmente se prefiere variar los parámetros fundamentales T eff y Log g, a fin de determinar los errores en metalicidad. Con esta idea, las metalicidades se recalcularon para modelos de atmósfera desplazados 150 K en temperatura y 0.15 dex en gravedad, respecto de los valores obtenidos por las calibraciones fotométricas de N93 y C97. La Tabla 4.3 muestra los valores de metalicidad así obtenidos, junto con las diferencias con respecto a los valores de T eff y Log g sin modificar. La media de las diferencias en [Fe/H] corresponde a 0.20 dex, mientras que la diferencia más grande (0.55 dex) corresponde a HD 28978. 4.6. Determinación de metalicidades mediante el método de Downhill 4.6.1. Introducción El cálculo de la metalicidad con el método anteriormente explicado, se vuelve una tarea relativamente compleja cuando el número de estrellas es elevado, como en nuestro caso. Se requiere de un tiempo considerable para identificar, una por una, las
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Propiedades Físicas de Estrellas c
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Resumen En este trabajo, estudiamos
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