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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
Capítulo 4. Determinación de la Metalicidad en estrellas de Tipo Vega 197 Figura 4.13: Distribuciones de metalicidad derivadas mediante el programa WIDTH, conjuntamente con las calibraciones N93 y C97 (histograma rayado a 0 ◦ y 45 ◦ , respectivamente). También se muestra la distribución obtenida mediante el método de Downhill (histograma vacío). Las líneas verticales muestran la posición de las medianas de cada distribución.
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Propiedades Físicas de Estrellas c
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Resumen En este trabajo, estudiamos
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y la presencia de planetas, podría
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Índice General 5 Astrophysics (Saf
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Introducción Hasta hace 15 años,
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Introducción 11 Beckwith, S. V., 1
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Capítulo 1. Caracterización de Es
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