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Capítulo 4. Determinación de la Metalicidad en estrellas de Tipo Vega 196
Tabla 4.5: Medianas y dispersión obtenidas mediante el programa WIDTH (aplicando
las calibraciones de Napiwotzky et al. 1993 y Castelli 1997, 1998), y mediante el
método de Downhill
Método Mediana N
[Fe/H]
WIDTH + N93 −0.14 113
WIDTH + C97 −0.11 113
Downhill −0.11 113
N93: Calibración de Napiwotzky et al. (1993).
C97: Calibración de Castelli (1997, 1998).
misma población.
Las distribuciones de metalicidad obtenidas para las estrellas de tipo Vega, son
muy semejantes entre sí. Esto puede verse en las medianas de la Tabla 4.5, en las Figuras
4.13, 4.14, y en los resultados del “test” KS. Sin embargo, el método de Downhill
realiza una mucho menor cantidad de supuestos (calibraciones, modelos, etc.), por lo
cual adoptamos estos valores como los valores finales definitivos de metalicidad de la
muestra de estrellas de tipo Vega.
4.7. Discusión y resultados de este Capítulo
4.7.1. Comparación con la metalicidad de la vecindad solar
Como ya explicamos, consideramos que la metalicidad final del grupo de estrellas
de tipo Vega, es la que resulta de aplicar el método de Downhill. El siguiente paso
consiste en comparar estos valores con respecto a los de la vecindad solar, (éste es uno
de los objetivos centrales del trabajo), para lo cual utilizaremos una cierta muestra
de control (MC). Una MC es un grupo de estrellas pertenecientes a la vecindad solar,
las cuales deben excluír la muestra de interés de estrellas de tipo Vega. La elección
de la MC es importante, ya que, según la forma en que haya sido definida, puede
representar a grupos diferentes de estrellas de la vecindad solar, por lo cual la comparación
con respecto a las estrellas de tipo Vega también puede cambiar. La Figura
4.15, tomada de Fischer & Valenti (2005), compara 3 distribuciones de metalicidad:
1) Una MC de prueba, limitada por volumen, 2) Su propia MC, que es limitada por