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Capítulo 3. Sobre la Distribución de Edades de las Estrellas con Exoplanetas 97
3.2. Observaciones y reducción de datos
Observamos 49 estrellas EH del hemisferio Sur, seleccionadas a partir de las listas
de California and Carnegie Planet Search 1 y de Geneva Observatory Planet Search 2 .
Estas compilaciones básicamente incluyen 138 estrellas EH hasta el 25/06/2005, incluyendo
157 exoplanetas y 14 sistemas múltiples. 131 estrellas EH han sido detectadas
por espectroscopía Doppler y sólo 7 por fotometría. Los probables compañeros
planetarios tienen masas tal que M sen i < 17 M Jup . Las 49 estrellas que observamos
tienen distancias entre 10 y 94 pc, y tipos espectrales F, G y K (6, 34 y 9 objetos,
respectivamente), según es especificado en el catálogo Hipparcos.
Llevamos a cabo las observaciones en Septiembre 20–22 del 2003 y Marzo 28–31
del 2004, obteniendo un total de ∼ 150 espectros en el Complejo Astrónomico El
Leoncito (CASLEO, San Juan - Argentina) con el espectrógrafo REOSC montado
sobre telescopio Jorge Sahade de 2.15 m. El REOSC utiliza un detector TEK 1024
× 1024, con un tamaño de “pixel” de 24 × 24 µm, y fue empleado en el modo de
dispersión simple. Utilizamos una red de 1200 l/mm (0.75 Å/pix) centrada en 3950 Å
para cubrir el rango espectral de 3500–4200 Å, incluyendo las líneas H y K del CaII,
en 3968 y 3933 Å, respectivamente. Seleccionamos una apertura de 250 µm (∼ 1 ′′ ) de
ancho. Varias estrellas “standards” cromosféricas fueron observadas durante ambos
turnos de observación. Los tiempos de integración variaron entre 1 y 10 minutos, dependiendo
del brillo de las fuentes. Un par de lámparas de CuNeAr fueron tomadas
por cada objeto. Para reducir los espectros y medir los flujos en las líneas H y K del
CaII, usamos el software IRAF 3 .
Los espectros fueron extraídos usando la tarea apall de NOAO, con una apertura
de 5 “pixels” de radio. Se llevó a cabo una substracción del cielo ajustando un polinomio
a las regiones a cada lado de la apertura. Un ajuste no lineal de orden bajo a
las líneas en la lámpara de CuNeAr fue usado para calibrar el espectro en longitud
de onda. El RMS típico (“Root Mean Square”, dispersión cuadrática media) de la
solución en longitud de onda es 0.22. La tarea sbands fue usada para medir los flujos
en los núcleos de las líneas del CaII.
1 http://exoplanets.org.
2 http://obswww.unige.ch/exoplanets.
3 IRAF is distributed by the National Optical Astronomy Observatory, which is operated by the
Association of Universities for Research in Astronomy, Inc. under contract to the National Science
Foundation.