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Capítulo 4. Determinación de la Metalicidad en estrellas de Tipo Vega 202 Figura 4.17: Distribuciones de metalicidad de estrellas de tipo Vega, y de estrellas sin exceso IR en 24 o 70 µm (Beichman et al. 2005, 2006, Briden et al. 2006, Su et al. 2006), representadas por los histogramas vacío y rayado, respectivamente. El panel inferior muestra las distribuciones acumulativas de metalicidad. Las líneas verticales muestran la posición de la mediana de cada distribución de metalicidad.
Capítulo 4. Determinación de la Metalicidad en estrellas de Tipo Vega 203 metalicidades ∼ solares, en contraste con el caso de estrellas con exoplanetas, que son, en promedio, ricas en metales. Esto está de acuerdo con las distribuciones de metalicidad mostradas, los valores de las medianas y los “tests” KS, realizados entre las distintas muestras de objetos. También estudiamos la distribución de metalicidad según el tipo espectral. Dividimos la muestra de estrellas de tipo Vega, en grupos más chicos: las de tipo espectral A, las de tipo espectral F, etc. y luego se determinó la metalicidad de cada grupo. En la Figura 4.18 se presenta la metalicidad de estos grupos, mostrando entre paréntesis el número de objetos de cada grupo. Las barras verticales muestran la dispersión de los valores de metalicidad en cada grupo. Los objetos de tipo espectral A son la mayoría, aunque el satélite Spitzer está contribuyendo a descubrir estrellas más tardías F y G con exceso IR. Se puede ver que, dentro de los valores de dispersión, la metalicidad es independiente del tipo espectral. 4.7.2. Estrellas de tipo Vega con y sin exoplaneta/s A pesar de que los datos se basan en muestras muy pequeñas, vamos a intentar estudiar la metalicidad de estrellas de tipo Vega con y sin exoplanetas detectados por Doppler. Por este motivo, los valores que mostramos a continuación son sólo tendencias iniciales, y advertimos que tienen, hasta el momento, muy poco peso estadístico. Definimos entonces dos grupos de objetos: por un lado, estrellas que poseen simultáneamente un compañero de baja masa y un disco circunestelar de polvo, y por otro, estrellas de tipo Vega pero que no tienen un exoplaneta Doppler detectado. El primer grupo de objetos está formado por 7 estrellas con exoplanetas: 6 de ellas tienen exceso IR en 70 µm detectado por Spitzer (estos objetos son HD 33636, HD 50554, HD 52265, HD 82943, HD 128311 y HD 117176, Beichman et al. 2005), y la restante es Eps Eri, cuyo exceso ha sido detectado en IR y sub-mm (Greaves et al. 1998, Zuckerman 2001). El segundo grupo está formado por 5 estrellas sin exoplanetas detectados por Doppler (Santos et al. 2004, Gilli et al. 2006), que además presentan un exceso IR en 24 o 70 µm (Beichman et al. 2006, Briden et al. 2006). Estos objetos son HD 7570, HD 38858, HD 69830, HD 76151 y HD 115617. La idea consiste en separar, por un lado, estrellas cuyos discos formaron planetas, y por otro, estrellas con disco o remanente de disco, pero que por alguna razón no poseen planetas, al menos de los detectados por la técnica Doppler. Las medianas de metalicidad de estas dos muestras de objetos, son presentadas en la Tabla 4.7. La dispersión de
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Propiedades Físicas de Estrellas c
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Resumen En este trabajo, estudiamos
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