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Capítulo 4. Determinación de la Metalicidad en estrellas de Tipo Vega 200 Tabla 4.6: Medianas de metalicidad de cuatro muestras de estrellas: A) Estrellas de tipo Vega; B) 98 Estrellas con exoplanetas; C) Muestra de 93 estrellas, limitada por volumen (sin exoplanetas); D) Estrellas sin excesos IR de emisión 24 o 70 µm Mediana N [Fe/H] A) −0.11 113 B) +0.17 98 C) −0.16 71 D) −0.12 115 trellas con exoplanetas, por lo general se han comparado con respecto a este tipo de muestras, limitadas por volumen (González 1998, 1999, González et al. 2001, Santos et al. 2000, 2003, 2004, Sadakane et al. 2002, Laws et al. 2003). Otro análisis significativo, consiste en comparar la distribución de metalicidad con respecto a un conjunto (confirmado) de estrellas que no presenten evidencia de excesos IR. Es decir, comparamos estrellas de tipo Vega, con respecto a una muestra confirmada de objetos sin excesos IR en 24 o 70 µm por el satélite Spitzer, las cuales fueron tomadas de Beichman et al. (2005, 2006), Briden et al. (2006) y Su et al. (2006). Las distribuciones de metalicidad de estos dos grupos se presentan en la Figura 4.17. Las metalicidades de estas estrellas fueron obtenidas por el método de Downhill, caso contrario utilizamos las metalicidades de Nördstrom et al. (2004) 5 . Las distribuciones de metalicidad de la Figura 4.17 son muy similares entre sí. En la Tabla 4.6 mostramos las medianas de cada distribución. La dispersión de metalicidad de las estrellas de tipo Vega y de las estrellas sin exceso IR, es de 0.27 y 0.24 dex, respectivamente. El “test” KS aplicado a estas dos muestras, resulta en una probabilidad del 46 % de que estos grupos de objetos representen la misma población. En cuanto a la muestra de estrellas considerada, logramos incrementar significativamente el grupo de estrellas de tipo Vega de Chavero et al. (2006) y Greaves et al. (2006), abarcando todos los tipos espectrales posibles y estrellas recientemente confirmadas por Spitzer. Este era uno de los objetivos principales de este trabajo. Para este grupo de estrellas, los valores derivados por el método de Downhill, muestran 5 Como ya mostramos, la escala de metalicidades de Downhill es compatible con las de Nördstrom et al., por este motivo preferimos completar la muestra con metalicidades obtenidas de este trabajo.
Capítulo 4. Determinación de la Metalicidad en estrellas de Tipo Vega 201 Figura 4.16: Distribuciones de metalicidad de estrellas de tipo Vega, de estrellas con exoplanetas y de una muestra de 91 estrellas limitada por volumen, correspondientes a los histogramas vacío, rayado a 0 ◦ y a 45 ◦ , respectivamente. Los valores de metalicidad de las últimas dos muestras ha sido tomados de Santos et al. (2004) y Gilli et al. (2006). El panel inferior muestra las distribuciones acumulativas de metalicidad. Las líneas verticales muestran la posición de la mediana de cada distribución de metalicidad.
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Propiedades Físicas de Estrellas c
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Resumen En este trabajo, estudiamos
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