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Capítulo 4. Determinación de la Metalicidad en estrellas de Tipo Vega 198
Figura 4.14: Comparación de metalicidades determinadas por el método de Downhill
y por el método de los anchos equivalentes del programa WIDTH (aplicando las
calibraciones de N93 y C97).
magnitud, 3) Un grupo de estrellas con exoplanetas. Vemos que las tres muestras
son diferentes: la MC de 2) es más rica en metales que la MC de 1), y a su vez la
muestra 3) es más rica que ambas MC 1) y 2), por 0.13 y 0.226 dex, respectivamente.
Entonces, el exceso en metalicidad de las estrellas con exoplanetas, depende de con
respecto a quién se los esté comparando. Las diferencias entre las MC se debe a que
contienen diferentes tipos de estrellas: la muestra 2) limitada por magnitud, contiene
más estrellas masivas y ricas en metales, que la muestra 1) limitada por volumen.
En nuestro caso de estrellas de tipo Vega, y por razones de completitud, vamos a
comparar su distribución de metalicidad con respecto a una muestra de 93 estrellas
sin exoplanetas, limitada por volumen (Santos et al. 2001, Gilli et al 2006), de un
modo similar al que se viene haciendo para las estrellas con exoplanetas. Las distribuciones
se presentan en la Figura 4.16, donde vemos que las metalicidades de las
estrellas de tipo Vega, son similares a la muestra limitada por volumen. El “test” KS
da una probabilidad de 42 % de que ambas muestras representen la misma población.
La dispersión de estas dos distribuciones es de 0.27 y 0.25 dex, respectivamente. En
el mismo gráfico, presentamos también la distribución de metalicidad de un grupo de
98 estrellas con exoplanetas, con metalicidades espectroscópicas derivadas por Santos
et al. (2004). En este caso, la dispersión de la distribución es de 0.22 dex. Las es-