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Capítulo 4. Determinación de la Metalicidad en estrellas de Tipo Vega 204 Figura 4.18: Metalicidad de estrellas de tipo Vega, según el tipo espectral. Se muestra entre paréntesis el número de objetos de cada grupo. Las líneas verticales representan la dispersión de los valores de metalicidad.
Capítulo 4. Determinación de la Metalicidad en estrellas de Tipo Vega 205 Tabla 4.7: Medianas de metalicidad de dos muestras de estrellas: 1) Estrellas de tipo Vega con un exoplaneta detectado; 2) Estrellas de tipo Vega sin exoplanetas detectados Mediana N [Fe/H] 1) +0.07 7 2) −0.08 5 ambas distribuciones es de 0.17 dex, aproximadamente. Pareciera que, cuando una estrella de tipo Vega posee además un exoplaneta, la metalicidad aumenta levemente. Sin embargo, los valores de dispersión (0.17 dex) y el bajo número de objetos de las muestras, impiden cualquier conclusión posible. Como ya explicamos, esto constituye solamente una tendencia inicial. Notamos que la metalicidad de las estrellas Vega con exoplanetas Doppler detectados, tiene una metalicidad que es intermedia (+0.07 dex, N=7), entre las estrellas de tipo Vega como conjunto (−0.11 dex, N=113), y las estrellas con exoplanetas (+0.17 dex, N=98). De nuevo, este resultado debe ser tomado con precaución, por el bajo número de objetos analizados y los altos valores de dispersión. Esto de ninguna manera es concluyente. Se está trabajando actualmente para intentar aumentar estas muestras y darle peso estadístico a los resultados. 4.7.3. Modelos de formación de planetas Existen básicamente dos grandes modelos de formación de planetas: el modelo de acreción de núcleos (Pollack et al. 1996), y el modelo de las inestabilidades gravitacionales (Boss et al. 2002, 2003, 2004). El modelo de acreción de núcleos se llama así, debido a que primero se formaría un núcleo planetario por acreción de planetesimales, y luego este núcleo acretaría el gas disponible en el disco. Si el núcleo se forma lo suficientemente rápido, puede formar un planeta gigante gaseoso lejos de la estrella, y posteriormente migrar para terminar cerca de la estrella. A mayor metalicidad (del disco primordial), habría mayor probabilidad de crear núcleos. Por otro lado, en el modelo de inestabilidades gravitacionales, si el disco es lo suficientemente masivo, éste se fragmenta en núcleos densos los cuales se contraerían para formar luego pro-
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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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Índice General 7 2.7. Polarimetrí
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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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