Abrir - RDU

Capítulo 4. Determinación de la Metalicidad en estrellas de Tipo Vega 209
planetas. Además, la presencia de planetesimales a tiempos tardíos no está afectada
por la escala de tiempo de crecimiento (que sí depende de la metalicidad). Entonces,
esto explicaría la no-dependencia de los discos de polvo con la metalicidad. También,
es posible que los discos “Vega” posean planetas a varias decenas de AU, lo cuales
limpiarían regiones del disco y le darían estructura al mismo.
Resumiendo, las observaciones son consistentes con el modelo de acreción de
núcleos para la formación de planetas (Greaves et al. 2006), con una formación
de planetas rápida donde hay mayor proporción de sólidos, mientras que los planetesimales
también se formarían eventualmente en órbitas grandes (incluso con baja
metalicidad), para el caso de las estrellas de tipo Vega.
En cuanto a los modelos de formación de planetas, Greaves et al. (2007) postula
que la masa en sólidos (es decir, metales) M S contenida en el disco primordial, es
el parámetro fundamental que determinará la configuración final de la estrella. Por
ejemplo, si M S es muy pequeño, la configuración final estaría dada por una estrella
sola, es decir sin discos ni exoplanetas. Luego, si M S crece, la estrella formaría un
disco de polvo, y si M S crece aún más, podría llegar a formar un planeta gigante. En
la Tabla 4.8, obtenida del trabajo de Greaves et al., mostramos los rangos de metalicidad
y las configuraciones finales posibles. Luego, y advirtiendo que estos valores
son todavía tendencias iniciales, mencionaremos que los valores de nuestra Tabla 4.7,
están de acuerdo con los rangos de metalicidad predichos en la Tabla 4.8, es decir
con el modelo de Greaves et al. de formación de planetas. De nuevo, esperamos poder
incrementar la muestra de modo que los resultados sean significativos.
4.8. Resumen y discusión del presente Capítulo
De acuerdo al objetivo inicial de este Capítulo, hemos determinado la metalicidad
de la muestra más grande posible de estrellas de tipo Vega, observables desde
el hemisferio Sur. Utilizamos más de 400 espectros de CASLEO, para 113 objetos
diferentes. Aplicamos dos métodos diferentes para determinar metalicidad (WIDTH
y Downhill). Hay un buen acuerdo entre ellos y con respecto a los valores de literatura.
Obtuvimos una menor dispersión en metalicidad con el método de Downhill
(+0.06 dex), que con respecto a los métodos “clásicos” de determinación de met-