En este trabajo, estudiamos diferentes aspectos de las estrellas con exoplanetas (EH, "Exoplanet Host stars") y de las estrellas de tipo Vega, a fin de comparar ambos grupos y analizar la posible diferenciacion con respecto a otras estrellas de la vecindad solar. Inicialmente, compilamos la fotometria optica e infrarroja (IR) de un grupo de 61 estrellas con exoplanetas detectados por la tecnica Doppler, y construimos las distribuciones espectrales de energia de estos objetos. Utilizamos varias cantidades para analizar la existencia de excesos IR de emision, con respecto a los niveles fotosfericos normales. En particular, el criterio de Mannings y Barlow (1998) es verificado por 19-23% (6-7 de 31) de las estrellas EH con clase de luminosidad V, y por 20% (6 de 30) de las estrellas EH evolucionadas. Esta emision se supone que es producida por la presencia de polvo en discos circunestelares. Sin embargo, en vista de la pobre resolucion espacial y problemas de confusion de IRAS, se requiere mayor resolucion y sensibilidad para confirmar la naturaleza circunestelar de las emisiones detectadas. Tambien comparamos las propiedades de polarizacion. Las estrellas con exoplanetas presentan muy modestos grados de polarizacion (mediana de 0.02 %) y comparable a las estrellas de tipo Vega (0.05 %), ambas con edades de 10^8-9 yr. Estos grupos tienen medianas de polarizacion optica significativamente menores que las estrellas jovenes de tipo T Tauri (1.0 %) y Herbig AeBe (1.5 %), con edades de 10^6 yr.

Luego, estimamos las edades del grupo de estrellas con exoplanetas. Medimos la actividad cromosferica utilizando 150 espectros tomados en CASLEO, para una muestra de 49 estrellas EH. Combinando nuestros datos con los de la literatura, derivamos el indice de actividad cromosferica, y estimamos las edades para la muestra completa de estrellas EH (112 objetos). Tambien, aplicamos otros metodos para estimar edad, tales como: isocronas, abundancias del Litio y del Hierro, y dispersion de la velocidad espacial, para comparar con los resultados cromosfericos. Las medianas de las edades derivadas para el grupo EH son de 5.2 y 7.4 Gyr, usando los metodos cromosfericos y de isocronas, respectivamente, que resultaron ser los mas confiables. La mediana de la edad para las estrellas EH de tipos G y F derivadas de las isocronas, son 1-2 Gyr mas viejas que las correspondientes a estrellas de la vecindad solar. Las estrellas EH de los relevamientos Doppler, han sido seleccionadas como estrellas cromosfericamente 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). Como la actividad disminuye con el tiempo (en promedio), debemos esperar que las estrellas EH sean mas viejas que estrellas con propiedades similares sin exoplanetas detectados. Buscamos correlaciones entre la edad, la luminosidad fraccional y la metalicidad. No encontramos una tendencia clara en el primer caso, mientras que la dispersion de metalicidad pareciera aumentar con la edad

Posteriormente, determinamos la metalicidad de la muestra mas grande posible de estrellas de tipo Vega observables desde el hemisferio Sur. Utilizamos mas de 400 espectros de CASLEO para 113 objetos, y aplicamos dos metodos para determinar metalicidad (WIDTH y Downhill). Hay un buen acuerdo entre ellos y con respecto a los valores de literatura. Obtuvimos una menor dispersion en metalicidad con el metodo de Downhill (+0.06 dex), que con el programa WIDTH (+0.20 dex). Tambien, el metodo realiza un numero mucho menor de suposiciones, utilizando la morfologia completa del espectro. Las estrellas de tipo Vega presentan metalicidades similares a la vecindad solar, lo cual es una clara diferencia con respecto al grupo de estrellas con exoplanetas, que son ricas en metales. El modelo de acrecion de nucleos, como discute Greaves et al. (2006), es al momento una explicacion plausible que logra compatibilizar la alta metalicidad de las estrellas con exoplanetas y la baja metalicidad en las estrellas de tipo Vega. Sin embargo, esto no descarta otras hipotesis de formacion de planetas y/o enriquecimiento metalico. Por otro lado, las estrellas de tipo Vega que ademas poseen un compa~nero de baja masa, son levemente ricas en metales, lo cual esta de acuerdo con el modelo de solidos en los discos primordiales (Greaves et al. 2007). Dado que este resultado se basa en muestras muy pequenas, constituye solo una tendencia inicial que debe ser confirmada.

Finalmente, determinamos los parametros de los discos de polvo en estrellas de tipo Vega, mediante un modelado de las distribuciones espectrales de energia (SEDs) observadas. Las distribuciones de masa minima, radio interno y radio externo minimo de los discos en las estrellas de tipo Vega, resultaron relativamente invariables bajo la presencia de un exoplaneta. Esta independencia entre los parametros de los discos y la presencia de planetas, podria sugerir que estos ultimos no son requeridos para producir el polvo observado en las estrellas de tipo Vega. Todas las estrellas de tipo Vega con un exoplaneta presentan el semieje mayor del exoplaneta menor que el radio interno del disco, es decir, a < Rint. Esto ha sido interpretado en la literatura (Beichman et al. 2006, Bryden et al. 2006), como un probable barrido de la zona interna del disco por el exoplaneta, aunque esto es dificil de comprobar ya que solo el 2% de las estrellas de tipo Vega presentan polvo en r < 10 UA (Wyatt et al. 2006). Tambien, pareciera que son mas frecuentes los sistemas multiples en las estrellas de tipo Vega (33 %), que entre las estrellas sin excesos IR (11 %), sin embargo esto se basa en muestras muy pequenas hasta el momento. Los discos de polvo parecen ocurrir en estrellas muy diferentes, y son relativamente independientes de los parametros de la fuente.