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Capítulo 1. Caracterización de Estrellas con Exoplanetas y de Tipo Vega 49<br />
de flujos observados y esperados, y luminosidades fraccionales. También vamos a comparar<br />
las propiedades polarimétricas de las estrellas EH con respecto a las de tipo<br />
Vega.<br />
Hasta el momento, el único distintivo de las estrellas EH entre las estrellas de la<br />
vecindad solar, es que, como ya mencionamos, son ricas en metales. Suchkov & Schultz<br />
(2001) encontraron que 9 estrellas EH de tipo F, eran significativamente más jóvenes<br />
que las estrellas F de campo, con lo cual la edad podría ser un parámetro de ayuda al<br />
seleccionar candidatos a estrellas EH, es decir, que permitiese diferenciarlas de otras<br />
estrellas de la vecindad solar. Conocer la distribución de edades de estas estrellas<br />
(Capítulo 3), no sólo nos permitirá compararlas con respecto a las demás estrellas<br />
cercanas, sino que también con respecto a las estrellas de tipo Vega, como planteamos<br />
anteriormente. Un “test” importante será verificar si existe alguna relación entre el<br />
exceso IR y la edad, relación que es positiva para las estrellas Vega de tipo espectral<br />
A (Rieke et al. 2005, Su et al. 2006). También buscaremos posibles correlaciones con<br />
respecto a características físicas de los exoplanetas, tales como masa, semieje mayor<br />
o excentricidad.<br />
Las estrellas de tipo Vega se caracterizan por tener excesos IR asociados a discos<br />
tenues de polvo, sin que se conozcan hasta el momento otros parámetros que permitan<br />
diferenciar a estos objetos, como la metalicidad en el caso de las estrellas EH.<br />
Conocer las distribución de metalicidad de las estrellas de tipo Vega (Capítulo 4),<br />
nos permitirá confrontar estas estrellas con respecto a las estrellas EH, y con respecto<br />
a las demás estrellas de la vecindad solar. Si las estrellas de tipo Vega resultasen<br />
ser ricas en metales, esto sería un distintivo entre las estrellas de la vecindad solar,<br />
similar al caso de las estrellas EH. El incremento podría ser de origen primordial,<br />
o bien por una acreción posterior de material rico en metales hacia la estrella, tal<br />
vez del disco mismo. Si fuesen ricas en metales y con remanente de discos, aquellas<br />
estrellas de tipo Vega que no tienen exoplanetas detectados, estarían mostrando que<br />
el mecanismo de formación de planetas es complejo, y que las condiciones de tener<br />
disco (remanente) y ser rica en metales, no son condiciones suficientes para formar<br />
planetas. Por otro lado, si las estrellas de tipo Vega resultaran con metalicidades solares,<br />
estaría mostrando que la presencia del remanente de disco no correlaciona con<br />
la metalicidad de las estrellas. Esto ayudaría a explicar, al menos en parte, porqué la<br />
mayoría de estas estrellas no tienen exoplanetas detectados, ya que sabemos que las<br />
estrellas EH son, en general, ricas en metales. Por este motivo, estudiar la metalicidad<br />
de las estrellas de tipo Vega constituye otro de los objetivos de este trabajo.