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Capítulo 4. Determinación de la Metalicidad en estrellas de Tipo Vega 206
toplanetas gigantes. Este proceso sería mucho más rápido (10 3 años) que en el modelo
anterior (10 6−7 años) y además es menos dependiente de la metalicidad del disco.
Veamos ahora el problema del origen de la metalicidad, para el caso de las estrellas
con exoplanetas. El exceso de metalicidad observado en las estrellas con exoplanetas,
podría tener un origen primordial, o bien ser por acreción de planetesimales, como
ya explicamos anteriormente. La idea del origen primordial, observacionalmente es
favorecido por la falta de una tendencia en los diagramas T eff vs. [Fe/H], como el que
muestra el panel superior de la Figura 4.19 (ver, por ejemplo, Santos et al. 2004). Por
otro lado, la polución o acreción de planetesimales es compatible con la metalicidad
solar en estrellas gigantes con exoplanetas recientemente observada (Pasquini et al.
2007), lo cual podemos ver en el panel inferior de la Figura 4.19. Llamativamente,
estos dos gráficos tienen su explicación basada en la zona convectiva (ZC) de las estrellas.
Dado que hay evidencia observacional a favor de ambas hipótesis, este sigue
siendo (hasta el momento) un problema abierto.
Analicemos el gráfico T eff vs. metalicidad (panel superior de la Figura 4.19). Este
gráfico en particular para estrellas con exoplanetas, fue tomado de Santos et al. (2004).
Las estrellas con exoplanetas están representadas por círculos llenos, mientras que los
círculos vacíos son una muestra de comparación. El proceso de acreción podría resultar
en la polución de la ZC de la estrella, y así modificar la metalicidad observada del
objeto. Sin embargo, el interior estelar se mantendría con su valor original (menor)
de metalicidad. En estrellas F con una ZC relativamente delgada, exhibirían mayor
grado de polución que las estrellas G, ya que la ZC actúa como un medio de dilución
del material acretado. Entonces, una forma de estudiar la acreción sería estudiar
la distribución de metalicidad para distintos tipos de estrellas: el límite superior de
metalicidad de las F, debería ser mayor que en las G. Sin embargo, este efecto no
es observado, por lo cual se asume que la hipótesis del origen primordial es favorecida.
Por otro lado, en la Figura 4.19 (panel inferior) mostramos la distribución de
metalicidad de estrellas gigantes con exoplanetas (línea continua), enanas con exoplanetas
con períodos mayores de 180 días (línea rayada), y todas las enanas con
planetas (línea punteada), tomado de Pasquini et al. (2007). La metalicidad de las
gigantes es menor por unos 0.2-0.3 dex respecto a las enanas. La explicación más
simple es atribuír la diferencia a la mucho mayor masa de la ZC de las gigantes que
en las enanas. Para ejemplificar, la masa de la ZC del Sol es 0.02 M ⊙ , mientras que
en una gigante K (de 1 M ⊙ ) la masa es 0.7 M ⊙ . Si el exceso de metalicidad es debido