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