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Capítulo 4. Determinación de la Metalicidad en estrellas de Tipo Vega 210 Tabla 4.8: Distintas configuraciones finales, contenido de sólidos M S en el disco primordial, y rango en metalicidad de cada una de ellas (tabla tomada de Greaves et al. 2007)
Capítulo 4. Determinación de la Metalicidad en estrellas de Tipo Vega 211 alicidad (+0.20 dex). También, el método realiza un número mucho menor de suposiciones (calibraciones, modelos, parámetros), además utiliza la morfología completa del espectro y no sólo anchos equivalentes, resultando más confiable. Las estrellas de tipo Vega presentan metalicidades similares a la vecindad solar, lo cual es una clara diferencia con respecto al grupo de estrellas con exoplanetas. Mientras las estrellas con exoplanetas se diferencian por ser ricas en metales, las estrellas de tipo Vega no, y recordemos que son las estrellas más viejas que todavía poseen un disco. Esto extiende ampliamente el resultado de Chavero et al. (2006) y de Graves et al. (2006) que habíamos comentado en la introducción. Si bien no encontramos una explicación concluyente para el valor solar de la metalicidad en las estrellas de tipo Vega, el modelo de acreción de núcleos y la proposición de Greaves et al. (2006) es al momento una explicación plausible que logra compatibilizar la alta metalicidad de las estrellas con exoplanetas y la baja metalicidad en las estrellas de tipo Vega. Sin embargo, esto no descarta otras hipótesis de formación de planetas y/o enriquecimiento metálico. Las estrellas de tipo Vega muestran metalicidades solares, mientras que las estrellas de tipo Vega que además poseen un compañero de baja masa, son levemente ricas en metales. Sin embargo, estos valores se basan en muestras muy pequeñas, por lo cual constituye sólo una tendencia inicial que debe ser confirmada. Finalmente, nuestros valores de metalicidad también estan de acuerdo con el modelo de sólidos en los discos primordiales (Greaves et al. 2007). De nuevo, esto tiene poco peso estadístico debido al bajo número de objetos en las muestras, y es por el momento sólo una tendencia inicial. 4.9. Bibliografía Alonso, A., Arribas, S., Martínez-Roger, C., 1996, A&A 313, 873 Backman, D.E., Paresce, F., 1993, in Protostars and Planets III, ed. Levy, Lunine, Mathews (Tucson: Univ. Arizona Press) Beichman, C. A., Bryden, G., Rieke, G. H., Stansberry, J. A., Trilling, D. E., Stapelfeldt,
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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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