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Conclusiones y Perspectivas Futuras 261
diferentes para determinar metalicidad: el método clásico del programa WIDTH que
utiliza anchos equivalente, y el método de Downhill, que utiliza espectros sintéticos.
Hay un buen acuerdo entre ellos y con respecto a los valores de literatura.
El método de Donwhill presenta la ventaja de realizar un número mucho menor de
suposiciones (calibraciones, modelos, parámetros) que el programa WIDTH. Además,
utiliza la morfología completa del espectro y no sólo anchos equivalentes, resultando
más confiable. Obtuvimos una dispersión en metalicidad con el método de Downhill
de +0.06 dex, que resultó menor que la correspondiente al programa WIDTH, de
+0.20 dex.
Para el grupo de estrellas de tipo Vega obtuvimos, en promedio, metalicidades que
son similares a las de estrellas de la vecindad solar. Por otro lado, sabemos que las estrellas
EH son ricas en metales. Esto nos permitió extender ampliamente el resultado
de Chavero et al. (2006) y de Graves et al. (2006), quienes obtuvieron metalicidades
solares para muestras pequeñas de 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 los dos hechos observacionales mencionados, es decir, 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.
Dentro del grupo de estrellas de tipo Vega, existe una pequeña submuestra que
además de un disco de polvo, poseen un compañero de baja masa o exoplaneta. Este
grupo de objetos es levemente rico en metales. Estos valores de metalicidad están de
acuerdo con el modelo de sólidos en los discos primordiales (Greaves et al. 2007). Sin
embargo, advertimos que este resultado tiene poco peso estadístico debido al bajo
número de las muestras, y es por el momento sólo una tendencia inicial que debe ser
confirmada. Esto abre perspectivas futuras, ya que estamos trabajando actualmente
para intentar aumentar esta muestra y dar significancia a los resultados. El grupo
es de gran interés, ya que puede estudiarse la influencia de los exoplanetas sobre la
estructura de los discos de polvo, la forma en que interactúan mutuamente, y las características
físicas de las estrellas que producen ambos tipos de material circunestelar.
Finalmente, estudiamos si la presencia de un exoplaneta inmerso en un disco de
polvo, afectaba de algún modo la estructura del mismo. Para ello, modelamos los
parámetros de los discos de polvo de una muestra seleccionada de 46 estrellas de