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Conclusiones y Perspectivas Futuras 259
de excesos de emisión por encima de los niveles fotosféricos normales, indicando la
presencia de discos de polvo (Sylvester et al. 2001, Fajardo - Acosta et al. 2000). Este
valor es similar al obtenido para las estrellas EH. Sin embargo, en vista de la pobre
resolución espacial y problemas de confusión de IRAS, se requieren mayor resolución
y mayor sensibilidad para confirmar la naturaleza circunestelar de las emisiones
detectadas. Esto se podría realizar en un trabajo futuro, mejorando la muestra de
objetos y la calidad de las observaciones. En este sentido, la reciente contribución del
satélite Spitzer sería de gran importancia, debido particularmente a su capacidad de
detectar excesos IR en estrellas de tipo solar, como son las estrellas EH. Cabe notar
que estos datos estarán disponibles el próximo año.
También, estudiamos las propiedades polarimétricas del 26 estrellas EH, obteniendo
los datos a partir de la literatura. Las estrellas EH presentaron muy modestos
grados de polarización, con una mediana de 0.02 % y comparable a las estrellas de
tipo Vega (0.05 %). Ambos grupos tienen medianas de polarización óptica significativamente
menores que las estrellas T Tauri (1.0 %) y Herbig AeBe (1.5 %). Recordemos
que las estrellas T Tauri y Herbig AeBe son objetos de pre-secuencia principal con
edades de ∼ 10 6 años, en tanto que las estrellas EH y las de tipo Vega poseen edades
del ∼ 10 8−9 años. Sin embargo, no encontramos una tendencia en la luminosidad
fraccional del disco de polvo, L IR /L ∗ , vs. el grado de polarización para la sub-muestra
analizada de 26 estrellas EH. A fin de aumentar la muestra de objetos, se está planeando
realizar observaciones propias desde el CASLEO, y así dar mayor peso a estos
resultados iniciales.
El paso siguiente del trabajo, consistió en estudiar si, además de la metalicidad,
existe alguna otra característica que sea capaz de diferenciar a las estrellas EH de
otras estrellas de la vecindad solar. Para ello, observamos una muestra de 49 estrellas
EH desde CASLEO utilizando ∼150 espectros. Luego, combinando nuestros datos con
los de la literatura, derivamos el índice de actividad cromosférica, R ′ HK, y estimamos
las edades para la muestra completa de estrellas EH con datos cromosféricos (112
objetos). También aplicamos otros métodos para medir edad, tales como: isócronas,
abundancias del Litio y del Hierro, y dispersión de la velocidad espacial, para comparar
con los resultados cromosféricos.
Las calibraciones utilizadas para derivar edades con el método del Litio y de los
límites superiores de la metalicidad, sólo son aplicables a un conjunto restringido de
estrellas EH. Este hecho imposibilita utilizar ambos métodos para realizar alguna