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Conclusiones y Perspectivas Futuras 260
comparación estadística. Por otro lado, la técnica cinemática no provee edades estelares
individuales. Además, las edades cinemáticas son menos confiables debido a
que la mayoría de las estrellas EH se encuentran a la derecha de la discontinuidad de
Parenago.
Aplicando los métodos cromosférico y de las isócronas, derivamos medianas de
edad de 5.2 y 7.4 Gyr, respectivamente, para el grupo de estrellas EH. Sin embargo,
la dispersión en ambos casos es más bien grande, ∼ 4 Gyr. En la derivación de la
mediana de edad cromosférica, aplicamos la relación edad-actividad más allá de los
límites de 2 y 5.6 Gyr sugeridos por Pace & Pasquini (2004) y Wright (2004), respectivamente.
En particular el primer límite estaría indicando que la técnica de isócronas
es, en la práctica, la única herramienta actualmente disponible para derivar edades
para la muestra completa de estrellas EH.
Las estrellas con exoplanetas de tipos espectrales F y G, resultan ∼ 1–2 Gyr más
viejas que las correspondientes a estrellas de la vecindad solar, utilizando el método
de las isócronas. Notamos, sin embargo, que las dispersiones en ambos casos son
grandes, ∼ 2–4 Gyr. Esto es consistente con el hecho de que las estrellas EH son seleccionadas
por la técnica Doppler, la cual requiere observar estrellas cromosféricamente
inactivas y rotadores lentos, donde las mediciones de velocidad radial pueden alcanzar
precisiones muy altas, de algunos m/s (ver, por ejemplo, Henry et al. 1997, Vogt et
al. 2000, Pepe et al. 2002). Como la actividad y la rotación disminuyen con la edad,
en promedio, debemos esperar que las estrellas EH sean más viejas que estrellas con
propiedades físicas similares sin exoplanetas detectados. Este último grupo de objetos
probablemente incluye una fracción significativa de estrellas cromosféricamente más
activas y de este modo más jóvenes, para las cuales las mediciones de velocidad radial
de alta precisión son muy difíciles de alcanzar.
Buscamos correlaciones entre la edad, la L IR /L ∗ y la metalicidad. No encontramos
una tendencia clara en el primer caso, mientras que la dispersión en metalicidad
pareciera aumentar con la edad.
A fin de estudiar la posible relación entre las estrellas EH y las estrellas de tipo
Vega, y sabiendo que el primer grupo es rico en metales, continuamos el trabajo estudiando
la metalicidad de estas últimas. Para ello, construimos 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