M´asterUniversitario en Astrof´ısica

Universidad Complutense de Madrid

Trabajo de Fin de M´aster

Preparaci´ony explotaci´oncient´ıficade CARMENES: la metalicidad de las enanas M

Alumno: Rodrigo Gonzalez´ Peinado I

Directores: David Montes II (UCM), Jos´eAntonio Caballero III (LSW)

Tutor: David Montes II (UCM)

Septiembre 2016

[email protected] [email protected] [email protected] Resumen:

Contexto: CARMENES es un espectr´ografode alta resoluci´oncon el que el consorcio hispano-alem´andel mismo nombre busca exotierras alrededor de unas 300 estrellas enanas de tipo espectral M por el m´etodo de velocidad radial. Objetivos: Recopilar informaci´onde utilidad en diferentes cat´alogospara una muestra inicial dada de 209 sistemas estelares binarios y m´ultiples,formados por una primaria de tipo espectral F, G o K y una compa˜nerasecundaria de tipo M (o K tard´ıa). Comprobar si el par de estrellas forma efectivamente un par de movimiento propio y obtener calibraciones de metalicidad espectrosc´opicasy fotom´etricasen banda K a partir de estos sistemas binarios. M´etodos: La recopilaci´onde datos de cada estrella se ha realizado buscando en cat´alogosespecializados en VizieR y la bibliograf´ıa.La comprobaci´onde si las estrellas son compa˜nerasde movimiento propio se ha realizado estudiando los movimientos propios de ambas estrellas con la ayuda de dos herramientas del observatorio virtual: Aladin y T opCat. A partir de una lista de sistemas aptos, se han obtenido dos tipos de calibraciones de metalicidad: espectrosc´opicas y fotom´etricas.Para derivar dichas calibraciones, se ha supuesto que la metalicidad de la primaria, calculada por el grupo de investigaci´onde la UCM dedicado a CARMENES, es igual a la de la secundaria. Resultados: Se ha obtenido una calibraci´onespectrosc´opicadependiente ´unicamente de la anchura equivalente de Na i (2.206 µm y 2.209 µm) y una fotom´etricaque mejora las publicadas hasta ahora. A su vez, se han estimado metalicidades para 134 estrellas M en sistemas m´ultiples, con un rango de metalicidad –0.9<[Fe/H]<+0.4. Conclusiones: El estudio de los sistemas lejanos y f´ısicosde esta muestra ha permitido dise˜nar calibraciones de met- alicidad espectrosc´opicasy fotom´etricasen la banda K que podr´anusarse para calcular metalicidades de estrellas M aisladas.

Palabras clave: Bases de datos astron´omicas— Estrellas: movimientos propios — Estrellas: tipo tard´ıo— Estrellas: compa˜neras— Estrellas: metalicidad —

Abstract:

Context: CARMENES is a next-generation instrument being built by a consortium of German and Spanish institutions to carry out a survey of 300 M-type dwarf stars with the goal of detecting exoearths by radial-velocity measurements. Aims: To collect relevant information from different on-line catalogues for a given sample of 209 binary or multiple star systems, formed by F, G or K primary star and an M-dwarf (or late-K) companion. To prove if the pair is indeed a physical pair, to obtain different metallicity calibrations in K-band with these binary systems. Methods: The data compilation from every star has been done searching in catalogues in VizieR and the literature. In addition, physical pair checking has been done studying the collected proper motions from both stars (primary and secondary) and using two tools from the Virtual Observatory: Aladin and T opCat. From a list of suitable systems, two different types of calibrations had been obtained: spectroscopic and photometric. In order to determine these calibrations, we have considered that metallicity from the primary star, determined by the CARMENES UCM research group, is equal to the secondary star. Results: The spectroscopic calibration obtained is only dependant on the Na i (2.206 µm y 2.209 µm) equivalent width and the photometric calibration determined here improves the ones published so far. In addition, metallicities had been obtained for 134 M-dwarfs in multiple systems, in a range of -0.9<[Fe/H]<+0.4. Conclusions: The study of wide binary physical systems in our sample allows to derive spectroscopic and photometric metallicity callibrations in K-band that could be used to calculate metallicities in isolated M-dwarfs.

Keywords: Astronomical data bases — Stars: proper motions — Stars: late-type — Stars: companions — Stars: metallicity

1 ´Indice

1 Introducci´on 3 1.1 CARMENES ...... 3 1.2 Enanas M y b´usquedade exoplanetas ...... 4 1.3 Sistemas, multiplicidad y movimientos propios ...... 5 1.4 Metalicidad ...... 6 1.5 Objetivos ...... 8

2 Recopilaci´onde datos y an´alisis 9 2.1 Muestra inicial y tipos espectrales ...... 9 2.2 Observatorio virtual y cat´alogos...... 10 2.3 Comprobaci´onde sistemas por movimientos propios ...... 13 2.4 Par´ametrosde metalicidad ...... 15 2.4.1 Metalicidad de primarias FGK ...... 15 2.4.2 Anchuras equivalentes en NIR de las secundarias M ...... 16 2.4.3 Magnitudes fotom´etricasde las secundarias M ...... 16

3 Resultados y discusi´on 17 3.1 Multiplicidad y movimientos propios ...... 17 3.1.1 Multiplicidad de los sistemas ...... 17 3.1.2 Sistemas descartados ...... 18 3.1.3 Muestra final de estudio ...... 18 3.2 Calibraciones de metalicidad ...... 19 3.2.1 Calibraciones espectrosc´opicas ...... 19 3.2.2 Calibraciones fotom´etricas...... 20

4 Conclusiones 24

Futuro del proyecto 24

Agradecimientos 25

Referencias 26

Apendice A Figuras 29

Apendice B Tablas 34

P´osters 78

2 1 Introducci´on

1.1 CARMENES

CARMENES I (Calar Alto high-Resolution search for M-dwarfs with Exoearths with Near-infrared and optical Echelle´ Spectrographs) es un espectr´ografo´echelle de alta resoluci´onsituado en el telescopio Zeiss de 3.5 m del Observatorio de Calar Alto, a 2168 metros sobre el nivel del mar en la Sierra de los Filabres, Almer´ıa(Espa˜na). El Instituto de Astrof´ısicade Andaluc´ıa(IAA) junto con el Max-Planck-Institut f¨urAstronomie (MPIA) son los encargados de operar el Centro Astron´omicoHispano-Alem´an(CAHA), donde se sit´uaCARMENES (Quirrenbach et al. 2014).

Como consorcio, CARMENES est´aformado por 11 instituciones: MPIA, IAA, el Landessternwarte K¨onigsthul (LSW) de Heidelberg, el Institut de Ci`enciesde l’Espai (ICE) de Barcelona, el Institut f¨urAstrophysik G¨ottingen(IAG), la Universidad Complutense de Madrid (UCM), el Th¨uringerLandessternwarte Tautenburg (TLS), el Instituto de As- trof´ısicade Canarias (IAC), el Hamburger Sternwarte (HS), el Centro de Astrobiolog´ıa(CAB) en Madrid y el CAHA. M´asde 150 cient´ıficose ingenieros de estas instituciones han participado en el desarrollo, construcci´ony explotaci´on cient´ıficade este nuevo ”cazador” de planetas.

Lo que hace a CARMENES ´unicoy diferente de otros espectr´ografos´echelle de alta resoluci´ondedicados a la b´usqueda de exoplanetas, es su capacidad para observar en dos reg´ımenesde longitud de onda diferentes. As´ı,CARMENES es un espectr´ografode dos canales, uno en el visible (que cubre un rango de longitud de onda entre 520 y 960 nm en 55 ´ordenes)y otro en el infrarrojo cercano (cuyo rango cubre entre 960 y 1710 nm en 28 ´ordenes).Posee una resoluci´on de 94600 en el visible y de 80400 en el infrarrojo cercano (NIR). La calibraci´onen longitud de onda se lleva a cabo mediante un sistema de l´amparasde emisi´on(U-Ar, U-Ne y Th-Ne), adem´asde un ´etalon de Fabry-P´erotpara cada canal. La temperatura de trabajo en el visible es de 285,00±0,05 K, mientras que en el infrarrojo cercano necesita ser refrigerado hasta los 140,00±0,05 K para alcanzar una precisi´onen velocidad radial de 1 m/s.

La t´ecnicaen la que CARMENES se basa para la detecci´onde exoplanetas se conoce como velocidad radial (RV, del acr´onimoen ingl´es). Este m´etodo da cuenta del efecto Doppler que se produce cuando una estrella y un objeto que la orbita, en este caso un planeta, se mueven en torno al centro de masas com´undel sistema. CARMENES est´a optimizado para operar en el infrarrojo cercano y posee una precisi´onde 1 m/s, lo que le permitir´aencontrar planetas dentro de la zona de habitabilidad de las estrellas M. Se ampliar´am´assobre este tema en la Secci´on1.2.

Con motivo de la b´usquedade exoplanetas alrededor de este tipo de estrellas, se cre´ola base de datos Carmencita (CARMENes Cool dwarf Information and daTa Archive; Caballero et al. 2013 y Caballero et al. 2016). Carmencita posee aproximadamente unas 2200 enanas M y un gran n´umerode par´ametrospara cada objeto, bien extra´ıdosde la literatura o bien medidos por el consorcio. Entre los par´ametrosdestacan la informaci´onastrom´etricay cinem´aticade la enana (α, δ, µαcosδ, µδ, π, Vr, U, V , W ), tipos espectrales (desde M0.0V hasta M9.5V) e informaci´onfotom´etrica (19 bandas fotom´etricascubriendo un rango de longitudes de onda desde el ultravioleta al infrarrojo). La obtenci´onde otros par´ametroscomo metalicidades, gravedad superficial, temperatura o indicadores de actividad y edad (pEW (Hα), informaci´onde rayos X, velocidad rotacional) ha servido para seguir ampliando la informaci´onen Carmencita y poder descartar aquellas enanas no adecuadas para la b´usquedade exoplanetas con el m´etodo de la velocidad radial debido a su alta actividad, baja gravedad superficial, binarias espectrosc´opicasy rotadoras r´apidas. Otro de los aspectos importantes de Carmencita es el tratamiento de la multiplicidad de los sistemas. Respecto a esto, se ha dedicado la Secci´on1.3 para su explicaci´on. Para un mejor aprovechamiento del tiempo de observaci´onde CARMENES, se han seleccionado las ∼300 estrellas M m´asprometedoras de Carmencita. Estas ∼300 finalistas son los objetivos de observaci´ondurante las 600 noches hasta 2018 dedicadas al proyecto. Todas ellas cumplen las siguientes tres caracter´ısticas,adem´as de las expuestas anteriormente:

• Deben ser observables desde Calar Alto , es decir, poseer una declinaci´on δ > –23 deg (distancia cenital z < 60 deg, masa de aire en culminaci´on < 2.0)

• Deben ser las estrellas M m´asbrillantes en cada subtipo espectral.

• Deben ser estrellas individuales sin compa˜nera a una distancia m´ınimaangular ρ <5 arcsec.

Ihttps://carmenes.caha.es/

3 As´ı,Carmencita es el cat´alogom´ascompleto de enanas M hasta la fecha, accesible a todos los investigadores que forman parte del consorcio CARMENES y que se espera que sea p´ublicoen un futuro, conformando uno de los legados de CARMENES.

Por todo esto, CARMENES se convierte en uno de los referentes mundiales presente y futuro de b´usquedade exo- planetas y una prueba clara de la necesidad de colaboraci´onentre distintos pa´ısese instituciones a la hora de hacer ciencia.

1.2 Enanas M y b´usquedade exoplanetas

Las enanas M son los objetos estelares m´ascomunes en la V´ıaL´actea,al menos en la vecindad solar. De hecho, la estrella m´ascercana al Sol, Proxima Centauri, es una enana M (M5.5V, V =11.23 mag). Debido a que son objetos sumamente fr´ıosy peque˜nos,su temperatura oscila entre los 3800 K para las m´ascalientes y 2300 K para las m´as fr´ıas,no pueden ser localizados a simple vista y se precisa de telescopios para verlos. Las enanas M poseen espectros caracter´ısticospoblados por bandas moleculares en el ´optico(Reid & Hawley 2005). Entre las bandas moleculares m´ascomunes, predominan las producidas por ´oxidode titanio (TiO) en absorci´ony en todo el espectro (las m´as prominentes se dan en 6322, 6569, 6651, 7053, 7666, 8206 y 8432 A).˚ Tambie´ndestacan las absorciones de hidruro de calcio (CaH) en 6346, 6382 y 6750 A˚ y de ´oxidode vanadio (VO) en las M de ´ultimostipos en torno a 7334 y 7851 A.˚ En cuanto a caracter´ısticasat´omicas,son notables la l´ıneade Hα 6563 A˚ en emisi´onen M tard´ıas,as´ıcomo el doblete de potasio en 7665–7699 A˚ y el doblete de sodio en 8183–8195 A.˚ El estudio de los espectros de estos objetos fue lo que llev´oa Kirkpatrick et al. (1991) a generar la clasificaci´onespectral que actualmente se toma como est´andar. Los autores reanalizaron los estudios anteriores de Boeshaar (1976) y Boeshaar & Tyson (1985) sobre enanas M y extendieron el r´egimen de estudio utilizando longitudes de onda mayores (6300–9000 A),˚ generando una clasificaci´on de enanas M en diez subtipos, desde M0V (las m´ascalientes) a M9V (las m´asfr´ıas),pero v´easetambi´enla clasificaci´on m´asmoderna de Alonso-Floriano et al. (2015 a).

La distinci´onde varios subtipos de enanas M caracteriza muy bien a la estrella, pues cada subtipo lleva asociado unas caracter´ısticaspropias. Entre los par´ametrosque describen a las enanas M destacan su temperatura efectiva (Teff ), el radio (R), la masa (M), la luminosidad (L) y la gravedad superficial (g). La Tabla 1, obtenida de Reid & Hawley (2005), muestra c´omovar´ıanestos par´ametroscon el tipo espectral.

Tabla 1: Propiedades fundamentales de las enanas M.

Spectral Teff RML log g −2 Subtype [K] [R ][M ] [10 L ] [c.g.s] M0 3800 0.62 0.60 7.2 4.65 M1 3600 0.49 0.49 3.5 4.75 M2 3400 0.44 0.44 2.3 4.8 M3 3250 0.39 0.36 1.5 4.8 M4 3100 0.36 0.20 0.55 4.9 M5 2800 0.20 0.14 0.22 5.0 M6 2600 0.15 0.10 0.09 5.1 M7 2500 0.12 ∼ 0.09 0.05 5.2 M8 2400 0.11 ∼ 0.08 0.03 5.2 M9 2300 0.08 ∼ 0.075 0.015 5.4

Las enanas M juegan un papel determinante en la b´usquedade exoplanetas, y m´asa´unsi el objetivo es encontrar planetas parecidos a la Tierra. Como se ha explicado en la Secci´on1.1, el objetivo de CARMENES es la b´usqueda de planetas que orbiten alrededor de este tipo de estrellas por el m´etodo de la velocidad radial. Aunque la b´usqueda de exoplanetas se comenz´oen el r´egimen´optico por motivos de instrumentaci´oncon el descubrimiento del primer exoplaneta en torno a una estrella de tipo solar, nombrado 51 Peg b (Mayor & Queloz 1995), en 2006 se demostr´o

4 que el futuro descubrimiento de exoplanetas en torno a estrellas M ser´ıam´asefectivo en el infrarrojo cercano con el estudio de la enana marr´onLP 944-20 (M9V; Mart´ınet al. 2006). Las ventajas de la b´usquedade exoplanetas que orbiten alrededor de enanas M en el infrarrojo cercano son numerosas. La Tabla 1 muestra alguna de ellas. En primer lugar, su baja temperatura hace que su emisi´onsea m´asintensa en esta longitud de onda. Si a su baja temperatura le sumamos tambi´enel hecho de que son poco masivas, esto supone una gran ventaja a la hora de utilizar el m´etodo de la velocidad radial anteriormente descrito. Una temperatura baja se traduce en medidas de RV menos afectadas por la actividad estelar, mejorando el estudio de la curva de velocidad radial. A su vez, si la estrella es poco masiva, como en este caso, el movimiento de la estrella en torno al centro de masas del sistema ser´am´asnotable, por lo que se facilita el descubrimiento de un objeto compa˜neroque puede ser un exoplaneta. Por ´ultimo,el hecho de que las enanas sean objetos fr´ıostambi´enhace que la zona de habitabilidad de la estrella, es decir, la zona en la que es posible la existencia de agua l´ıquida,est´em´aspr´oximay la probabilidad de encontrar planetas como la Tierra aumente. A´unas´ı,hay que tener cuidado con estos estudios, pues los falsos positivos de exoplanetas son frecuentes debido a la contaminaci´onde la curva de velocidad radial por la actividad cromosf´ericay/o rotaci´onde la propia estrella, que introducen cierta variabilidad que puede enmascarar al exoplaneta.

Recientemente, un planeta de masa terrestre (1.3 M⊕) ha sido descubierto orbitando la anteriormente citada Pr´oxima Centauri gracias al m´etodo de la velocidad radial, con un perido orbital de 11.2 d´ıas(Anglada-Escud´eet al. 2016). Se han realizado numerosos estudios de b´usquedasde exoplanetas en el infrarrojo cercano, gracias al gran n´umerode espectr´ografosinfrarrojos que se han construido en los ´ultimosa˜nos,entre los que destacan CRIRES (Seifahrt & K¨aufl 2008), Giano (Carleo et al. 2016) o CSHELL (Gagn´eet al. 2016). La ventaja que posee CARMENES frente a todos los anteriores es que cuenta con dos espectr´ografos,uno en infrarrojo cercano y otro en el visible, que le conceden una precisi´onen RV de 1 m/s, capaz de detectar exotierras de 2 M⊕ en la zona de habitabilidad de una enana de tipo M5V. Por eso, esperamos que CARMENES se convierta en el espectr´ografode referencia para la b´usquedade exo- planetas en el hemisferio norte en los pr´oximosa˜nos. Menci´ontambi´ena otros espectr´ografosque est´anactualmente en construcci´on,como IRD (Tamura et al. 2012), HPF (Mahadevan et al. 2014) o SPIRou (Donati et al. 2014) y futuros, como HIRES (Maiolino et al. 2013), NIRES (Skidmore 2015) o GMTNIRS (Lee et al. 2010), los cuales se esperan que est´enoperativos para finales de la pr´oximad´ecadaen los telescopios de pr´oximageneraci´on(30-40 m.).

1.3 Sistemas, multiplicidad y movimientos propios

El Modern Dictionary of Astronomy and Space T echnology (Bhatia 2005) define un sistema estelar como un peque˜no n´umerode estrellas que orbitan entre s´ıy que est´anligadas gravitatoriamente (en adelante, sistemas f´ısicos). Si el sistema est´acompuesto por dos estrellas, se le conoce como sistema binario y es estable si no existen fuerzas externas ni transferencia de masa de una estrella a otra. En este caso, el sistema orbitar´aen torno al centro de masas com´un en ´orbitasel´ıpticas.Un ejemplo de sistema binario puede verse en la Figura 1. Si el n´umerode estrellas en el sistema es mayor o igual que tres, el sistema se conoce como m´ultiple. As´ı,la multiplicidad del sistema indica el n´umerode componentes estelares resueltas que lo conforman. Debido a que estamos situados dentro de la V´ıaL´actea,la visi´on de las estrellas est´asesgada y la definici´onde multiplicidad debe ser matizada. Puede ocurrir que se observen dos estrellas aparentemente muy juntas en el cielo, pero que en realidad no forman un sistema f´ısicodebido a que una componente est´aa una distancia muy diferente de la otra, aunque ambas se sit´uenen la misma l´ıneade visi´on.A este tipo de sistemas se los denomina ´opticosy deben eliminarse de la muestra si el estudio se centra en sistema estelares f´ısicos.

Una forma de discernir si un sistema es f´ısico o no, es decir, si est´aligado y las componentes coevolucionan, es estudiando sus movimientos propios. Como es bien sabido, el movimiento propio de las estrellas hace referencia al cambio de posici´onangular de ´estasen el cielo medido desde el Sol. Este movimiento se define a partir de la suma vectorial de dos componentes en un sistema de coordenadas ecuatorial: la componente es ascensi´onrecta µα y la componente en declinaci´on µδ. La unidad utilizada para medir movimientos propios es el arcosegundo por a˜no.Como el arcosegundo es una unidad demasiado grande en este caso, suele utilizarse un subm´ultiplo, el miliarcosegundo por a˜no(mas a−1), para representar los movimientos propios. Con el sat´eliteGaia acabamos de entrar en el r´egimendel mas a−1, lo que supone una revoluci´onen la medida de los movimientos propios debido a su gran precisi´on.La suma cuadr´aticade ambas componentes da el movimiento propio total de la estrella:

5 p 2 2 µ = (µα cos δ) + (µδ) (1.1) en donde el factor cos δ se introduce para dar cuenta del radio de la esfera celeste, pues ´estevar´ıacon el coseno de la declinaci´on δ. La Figura 1 muestra una representaci´onde las componentes del movimiento propio y el movimiento propio total.

Para determinar si un sistema estelar es f´ısicou ´opticoa partir de los movimientos propios, se comparan tanto el movimiento propio en ascensi´onrecta como en declinaci´on,adem´asdel total. Si el movimiento propio en ascensi´on recta (declinaci´on)de una estrella del sistema no es compatible en un intervalo determinado con el correspondiente de la otra estrella, el par puede calificarse como ´optico,pues no estar´ıangravitacionalmente ligados y su evoluci´onhabr´ıa sido y ser´ıadistinta. Se ampliar´ael tratamiento de movimientos propios para discernir entre sistemas f´ısicosde no f´ısicosen las Secciones 2.2 y 2.3

Figura 1: Izquierda: sistema WDS 03150+0101, prototipo de sistema doble (The Binary Star Database); Derecha: compo- nentes del movimiento propio, en rojo, y movimiento propio total, en azul. CNP: acr´onimoen ingl´esde Polo Norte Celeste. (Wikipedia)

Dentro de los sistemas binarios, existen un tipo especial denominados sistemas binarios lejanos (wide binaries). La separaci´onm´ınimaentre dos estrellas para que el sistema binario se considere lejano no est´abien definida, ya que algunos autores consideran una separaci´onentre componentes igual al tama˜not´ıpicode los n´ucleosprotoestelares de los que nacen las estrellas, es decir, 0.1 pc, mientras que otros establecen que la separaci´onm´ınima depende de la masa del sistema (Caballero 2010). Los sistemas binarios lejanos son de gran utilidad, pues sirven para determinar propiedades de la materia oscura si los sistemas se encuentran en el halo de la galaxia o para el estudio de modelos de formaci´onestelar. La aplicaci´onque se estudiar´aen este trabajo ser´autilizar estos sistemas como calibradores de metalicidad para estrellas de tipo M. En la Secci´on1.4 se ampliar´ainformaci´onsobre este m´etodo.

1.4 Metalicidad

Uno de los par´ametrosm´asimportantes para caracterizar una estrella es su metalicidad. La metalicidad se define como la proporci´on(en logaritmo) entre el n´umerode ´atomospor unidad de volumen de cualquier elemento en una estrella frente a la de hidr´ogenorespecto a la misma proporci´onen el Sol, esto es:     NX NX [X/H] = log10 − log10 (1.2) NH ∗ NH donde NX y NH son el n´umerode ´atomospor unidad de volumen del elemento problema y el hidr´ogeno,respecti- vamente. La unidad que se usa habitualmente para la metalicidad es el dex (contracci´onde exponente decimal), de modo que una [X/H] negativa significa una proporci´ondel elemento X inferior a la solar y una [X/H] significa una

6 proporci´ondel elemento X superior a la solar. Usualmente, la metalicidad se define a partir del hierro. Aunque no es el elemento pesado m´asabundante, s´ıque es de los m´asf´acilesde medir en el espectro debido al gran n´umerode l´ıneas. Por ello, a partir de ahora y siempre que se haga referencia a la metalicidad, se considerar´ala proporci´on entre ´atomospor unidad de volumen de hierro frente a los de hidr´ogenorespecto al Sol, es decir, [Fe/H]. Tambi´enes habitual referirse a la metalicidad general, esto es, la proporci´onde todos los elementos frente al hidr´ogenorespecto al Sol, que se denota con [M/H].

La medida de la metalicidad es crucial en el descubrimiento de exoplanetas. Estudios en estrellas de tipo F, G y K han demostrado que la presencia de exoplanetas aumenta con la metalicidad de la estrella hu´esped (Valenti & Fischer 2005). Como se ha explicado en la Secci´on1.2, los espectros de las enanas M est´anmuy poblados de absorciones moleculares. Esto supone que en sus espectros sea muy dif´ıcilmedir una metalicidad fiable. Por ello, se buscan calibraciones con sistemas binarios o m´ultiplesen los que se conoce bien la metalicidad de la componente primaria (FGK) y se asume igual para la(s) otra(s) componente(s) m´asfr´ıastipo M (Johnson & Apps 2009; Rojas-Ayala et al. 2012; Newton et al. 2014). La hip´otesisde que las metalicidades pueden considerarse iguales para ambas componentes se debe a la suposici´onde que las dos o m´asestrellas del sistema f´ısicose han formado en la misma nube molecular, por lo que las componentes presentan la misma (o muy parecida) composici´onqu´ımica,y no ha existido transferencia de materia ni dragado de elementos qu´ımicos(Rojas-Ayala et al. 2010). Los estudios de esta ´ındolesuelen consistir en una muestra de sistemas binarios formados por una estrella primaria de tipo espectral F, G o K (brillante) y una enana de tipo espectral M, separadas por m´ınimo5 arcosegundos. La composici´onde la primaria es determinada utilizando t´ecnicas de espectroscop´ıa(en general, de alta resoluci´on)mientras que para la secundaria se asume la misma composici´on que para la primaria. As´ı,si se consigue una expresi´ono un modelo emp´ıricoque permita conectar varios par´ametros mensurables de las componentes, se podr´autilizar para calcular la metalicidad de estrellas M aisladas.

Existen principalmente dos tipos de calibraciones de metalicidad: fotom´etricasy espectrosc´opicas. En las calibra- ciones fotom´etricasse recopilan datos de fotometr´ıade ambas componentes y se relacionan con la metalicidad. Estas calibraciones fueron primero realizadas por Bonfils et al. (2005), que establecieron una relaci´on emp´ıricaentre el plano fotom´etrico(V − KS, MK ) y la metalicidad. Johnson & Apps (2009) refinaron dicha calibraci´ony obtuvieron una relaci´onlineal entre la metalicidad y la diferencia entre la magnitud absoluta en banda K para la secuencia principal de la vecindad solar y la observada. Siguiendo con este m´etodo, Schlaufman & Laughlin (2010) y Neves et al. (2012) obtuvieron relaciones lineales muy similares entre ellas entre la metalicidad y la diferencia entre los colores V − KS observados y de la secuencia principal de la vecindad solar, consiguiendo las mejores calibraciones fotom´etricasen enanas M hasta la fecha.

Por otro lado, las calibraciones espectrosc´opicasse basan en la medida de anchuras equivalentes de varios elementos en el espectro de las estrellas M. El primer estudio de este tipo fue llevado a cabo por Rojas-Ayala et al. (2010), que midieron la anchura equivalente del doblete de Na i (2.206 µm y 2.209 µm) y el triplete de Ca i (2.261 µm, 2.263 µm y 2.265 µm) en banda K, adem´asdel ´ındicede absorci´onde H2O para obtener una expresi´onpara la metalicidad. La misma t´ecnicasiguieron Terrien et al. (2012) y Rojas-Ayala et al. (2012), obteniendo expresiones similares. Newton et al. (2014) obtuvo una expresi´oncuadr´aticapara la metalicidad que s´olodepend´ıade la anchura equivalente de Na i, simplificando notablemente el tratamiento. Actualmente, las calibraciones en el infrarrojo cercano con el mayor n´umerode objetos (∼112) son Mann et al. (2013) para enanas M de primeros y medianos tipos y Mann et al. (2014) para tipos tard´ıos,utilizando la misma t´ecnicaque los grupos anteriores. Estas calibraciones de Mann ofrecen un rango amplio de metalicidades (–0.8 <[Fe/H]< 0.5) y tipos espectrales (´ultimasK8 a M8) con gran precisi´on(∼ 0.10 dex en [Fe/H] y [M/H]).

7 1.5 Objetivos

Esta memoria se ha realizado en estrecha colaboraci´oncon el grupo de investigaci´onde la Universidad Complutense de Madrid dedicado a CARMENES. As´ı,el objetivo de este Trabajo Fin de M´asteres doble:

• En primer lugar, se analizar´auna lista de sistemas estelares proporcionada por dicho grupo de investigaci´on, en la que se estudiar´asi los pares son f´ısicos o no a partir del estudio de sus movimientos propios. Este paso pretende descartar los sistemas ´opticos(y estrellas no v´alidas, tales como binarias espectrosc´opicasSB2 o rotadores r´apidos)y quedarse con una lista de sistemas f´ısicoslo m´asamplia posible.

• En segundo lugar, a partir de la lista ya limpia de sistemas ´opticosy estrellas no aptas, se estudiar´andiferentes calibraciones de metalicidad, tanto espectrosc´opicascomo fotom´etricas,con el objetivo de realizar unas calibra- ciones propias y comprobar si son compatibles con aquellas publicadas en la literatura anteriormente nombradas en la Secci´on1.4.

Para lograr estos dos objetivos, me servir´ede herramientas del observatorio virtual como Aladin o T opCat, as´ıcomo de diferentes cat´alogosaccesibles desde VizieR.

8 2 Recopilaci´onde datos y an´alisis

2.1 Muestra inicial y tipos espectrales

La muestra inicial consta de 209 pares de estrellas, formados por una estrella primaria de tipo espectral F, G o K, y una secundaria de tipo espectral M (o, en algunos casos, K tard´ıo),recogidos de la literatura utilizando los criterios anteriormente descritos sobre separaci´on,tipo espectral, etc´etera.Parte de la muestra puede verse en la Tabla 2. En ella se muestra el n´umerode identificaci´ondel sistema (Identificador WDS) y el c´odigodel descubridor, obtenidos ambos del cat´alogoWDS (Mason et al. 2001), la separaci´onentre las componentes (ρ), el ´angulode posici´on(θ), el nombre de las componentes que aparece en Simbad y las coordenadas de las estrellas (α y δ), adem´asdel tipo espectral. Se ampliar´aesta informaci´onen la Secci´on2.2.

Tabla 2: Muestra inicial de pares.

Identificador C´odigo ρ θ Nombre α δ Tipo WDS descubridor [arcsec] [deg] Simbad (J2000) (J2000) espectral

00153+5304 G 217-41 00:15:14.8 +53:04:27 K3 GIC 5 18.8 355 G 217-40 00:15:14.6 +53:04:46 M2.5V 00385+4300 BD+42 126 00:38:29.2 +43:00:00 G5 LDS 5176 53.1 125 LP 193-345 00:38:33.2 +42:59:30 M0.5V 00452+0015 HD 4271 A 00:45:11.0 +00:15:12 F8 LDS 836 55.4 45 HD 4271 B 00:45:13.6 +00:15:51 M4.0V

Nota: esta es una versi´onreducida de la muestra. La tabla completa puede verse en el Ap´endiceB (Tabla B.1).

El objetivo ser´ael de proporcionar la m´aximainformaci´onpara cada sistema y para cada componente individual. En total, la muestra inicial consta de 201 primarias FGK y 200 secundarias M. La diferencia en el n´umeroentre primarias, secundarias y pares totales es debido a que algunos de los sistemas de la muestra inicial poseen una multiplicidad mayor que dos. Este hecho se tratar´aen la Secci´on2.3.

En cuanto a los tipos espectrales, se han recopilado 201 tipos espectrales de primarias provenientes de las bases de datos Simbad y/o VizieR. De las 201 primarias, los tipos G y K representan aproximadamente el 81% de la muestra inicial (84 primarias tipo G y 79 tipo K) mientras que tan s´oloel 19% son de tipo F (38). Por otro lado, para secundarias se han recopilado 193 tipos espectrales, la mayor´ıaprovenientes de Alonso-Floriano et al. (2015 a). De ´estas,un 16% son de tipo K tard´ıas(K5-7V, 31 estrellas), mientras que la gran mayor´ıa(78%) corresponde a tipos M tempranos (≤ M4V, 156 estrellas) y s´olamente un 3% (6 estrellas) son M tard´ıas(> M5). Del 4 % de estrellas restante (7), listadas en la Tabla 3, no se han podido recopilar tipo espectral de la bibliograf´ıa.Sin embargo, se han estimado sus tipos espectrales a partir de sus colores r0 − J, calculados a partir de magnitudes r0 del Sloan Digital Sky Survey DR9 y Carlsberg Meridian Telescope 14 y J de 2MASS (y a partir de la diferencia de magnitud J entre primaria y secundaria en el caso del par cercano WDS 10504–1326). Todas las secundarias son enanas M tempranas excepto la estrella G de fondo en el sistema WDS 14575–2125. En la Figura 2 se puede ver la distribuci´onen tipos espectrales en forma de histograma.

9 Figura 2: Histograma de tipos espectrales en primarias (izquierda) y secundarias (derecha).

Tabla 3: Pares con secundarias sin tipo espectral espectrosc´opico.

Identificador C´odigo ρ θ Nombre α δ Tipo WDS descubridor [arcsec] [deg] (J2000) (J2000) espectral

09393+1319 HD 83509 09:39:17.2 +13:18:45 F7V TOK 270 50.6 132.0 J09391981+1318118 09:39:19.8 +13:18:12 m1: 10504-1326 BD-12 3277 10:50:22.4 -13:26:07 K0V LDS4023 8.6 20 LP 731-61 10:50:22.7 -13:26:00 m: 12051+1933 BD+20 2678 A 12:05:07.0 +19:33:16 G5V GIC 103 117.3 144 BD+20 2678 B 12:05:11.9 +19:31:41 m2: 13076-1415 HD 114001 13:07:39.2 -14:11:17 F5V TOK 286 63.3 208 J13073714-1412130 13:07:37.1 -14:12:13 m3: 14575-2125 HD 131977 14:57:28.0 -21:24:56 K4V H N 28 198.3 323 GSC 06180-00916 14:57:19.5 -21:22:16 g: 21546-0318 HD 208177 21:54:35.9 -03:18:05 F5IV STF2838 15.7 182 BD-03 5329 B 21:54:35.6 -03:18:18 m0:

2.2 Observatorio virtual y cat´alogos

El primer paso para la caracterizaci´ony estudio de los 209 sistemas es la observaci´onde los mismos. Para ello, se ha utilizado la herramienta del observatorio virtual Aladin. Este programa permite ver cualquier elemento del cielo introduciendo sus coordenadas y la posibilidad de cargar varios cat´alogosde informaci´ondel objeto introducido. El proceso empleado para la visualizaci´onde los sistemas ha sido el siguiente:

1. Se carga la imagen astron´omica. En este caso, se utilizar´ael survey proporcionado por la ESO. Para ello, se sigue la siguiente ruta: File > Load astronomical image > DSS... > DSS from ESO (Garching/Deutschland- DSS.ESO). De esta manera, se despliega el panel de la Figura 3.

10 Figura 3: Panel de carga de im´agenesastron´omicasdel survey de la ESO en Aladin.

2. En el rengl´onde entrada T arget (ICRS, name) se introducen las coordenadas de la estrella primaria. Es preferible realizar la b´usquedapor coordenadas, pues la b´usquedapor nombre puede producir errores. Una vez se han introducido las coordenadas, se pulsa SUBMIT. Desde este panel tambi´ense puede cambiar el tama˜no de la imagen y el survey utilizado. De momento, se trabajar´acon los que aparecen por defecto.

3. Para la carga de informaci´on, es necesario fijarse en la parte derecha del panel. En primer lugar, se carga la informaci´onde la base de datos Simbad. Para ello, se pulsa el logo de Simbad y se presiona SUBMIT. De nuevo, desde el panel se puede ajustar el tama˜node la imagen y si se quiere que ´unicamente se muestre un tipo de objeto determinado (estrellas, galaxias, fuentes de rayos X...).

4. A continuaci´on, se carga el cat´alogoWDS (Washington Double Standard Catalogue, Mason et al. 2001) que proporciona informaci´onsobre sistemas binarios y m´ultiples. Es el cat´alogode referencia para el estudio de multiplicidades. Para ello, en la pesta˜na Surveys se introduce B/WDS y se pulsa SUBMIT.

A modo de ejemplo, se pueden seguir los pasos descritos previamente con el sistema WDS 00153+5304 de la Tabla 2 del que ´unicamente se conocen las coordenadas de sus componentes. Introduciendo las coordenadas de la estrella primaria y siguiendo los pasos explicados, se despliega en la pantalla de Aladin una imagen centrada en la primaria con objetos marcados. Si se selecciona con el rat´onel sistema central, aparece informaci´onsobre ambas estrellas en la parte inferior de la pantalla. Es importante tener en cuenta la orientaci´onde la imagen, pues el Norte apunta hacia arriba y el Este, a la izquierda. Esto ayudar´aa identificar mejor algunas caracter´ısticasdel sistema, como su separaci´onangular (ρ) y, sobre todo, el ´angulode posici´on(θ). En la Figura 4 se muestra la imagen final que se obtiene para el sistema WDS 00153+5304.

11 Figura 4: Sistema WDS 00153+5304 visualizado desde Aladin.

El c´odigode colores del panel de la derecha es el que se sigue en el de abajo. As´ı,el color rojo representa la infor- maci´onen Simbad y el azul, la informaci´onen WDS. Del cat´alogoWDS extraemos el identificador WDS, el c´odigo del descubridor Disc (tres o cuatro letras m´asun n´umero),la separaci´onentre componentes ρ (que en Aladin figura como sep. Se toma la medida m´asreciente, en arcosegundos) y el ´angulode posici´on θ entre ellas (pa en Aladin. De nuevo, la m´asreciente). Para comprobar que se selecciona el sistema adecuado, se puede realizar el siguiente procedimiento. Con la herramienta dist de la parte derecha de la Figura 4 se traza una l´ınearecta desde la primaria hasta la que se considere que es la secundaria. Esta medida tiene que coincidir con alguno de los valores de separaci´onen el caso de que haya m´asde dos componentes en el sistema. Para asegurarse todav´ıam´asde que el sistema es el correcto, se puede medir sobre la pantalla el ´angulo de posici´onteniendo en cuenta la orientaci´onde la imagen y teniendo en cuenta que el ´angulo de posici´onse mide siempre de Este a Oeste partiendo desde la l´ıneaque une la estrella primaria con el Norte. Otro aspecto importante del cat´alogoWDS es el apartado de notas (Notes). Aqu´ıse presentan diferentes anotaciones y correcciones sobre los sistemas y que pueden ayudar en caso de duda.

Una vez que ya se ha extra´ıdola informaci´ondeseada del cat´alogoWDS, se pasa a recopilar otros datos de inter´es para la caracterizaci´onde la muestra, como movimientos propios, paralajes o magnitudes fotom´etricasde ambas componentes. A continuaci´onse hace un repaso de los cat´alogosm´asimportantes utilizados para cada medida:

• Movimientos propios: Aladin permite visualizar los movimientos propios sobre las estrellas con varios cat´alogos. Para ello, se cargan desde la pesta˜na Surveys del panel de la Figura 3. Algunos cat´alogosde referencia en cuanto a movimientos propios son Hipparcos, the New Reduction (van Leeuwen, 2007), The Tycho-2 Catalogue (Høg et al. 2000), UCAC4 Catalogue (Zacharias et al. 2012) o The PPMXL Catalog (Roeser et al. 2010). La recopilaci´onde movimientos propios se ha realizado utilizando este mismo orden. Estos datos ser´anlos que se usar´anpara discernir si un sistema es f´ısicoy por lo tanto v´alidoo si por el contrario es ´opticoy es necesario desecharlo.

• Paralajes: la gran mayor´ıade paralajes se han obtenido del cat´alogode Hipparcos. Para aquellas estrellas para las que Hipparcos no pose´ıaparalaje, se ha acudido a la base de datos VizieR y se ha recopilado la paralaje con referencia m´asreciente. Se ha calculado la distancia para cada componente a partir de la relaci´onentre ´estay la paralaje π de la siguiente forma:

12 1 d [pc] = (2.1) π[arcsec]

• Magnitudes fotom´etricas: se han recopilado las magnitudes en las bandas V , J, H y KS para cada componente del sistema del cat´alogo 2MASS All-Sky Catalog of Point Sources (Skrutskie et al. 2006) y del cat´alogo UCAC4 Catalogue (Zacharias et al. 2012). En el caso de que no existiese entrada para la estrella, se han utilizado los cat´alogos GSC2.3 (Lasker et al. 2008), From binaries to multiples. I. The FG-67 sample (Tokovinin 2014) o Revised NLTT Catalog (Salim & Gould 2003) en este orden, todos ellos accesibles desde VizieR.

Todos estos datos han sido recopilados en forma de tabla en formato .csv accesible desde la herramienta del observato- rio virtual T opCat. Para automatizar el proceso de toma de datos, desde T opCat se puede realizar un crossmatch con los cat´alogospresentes en VizieR. Para ello, s´oloes necesario pulsar el bot´on Sky crossmatch against remote tables en el panel de contro de T opCat e introducir el c´odigodel cat´alogodeseado adem´asde las columnas de ascensi´onrecta y declinaci´onpara identificar el objeto en dicho cat´alogo,como se muestra en la Figura 5. Este proceso devuelve tantas columnas de informaci´oncomo entradas tenga el cat´alogo,lo cual reduce el tiempo de trabajo.

Figura 5: Interfaz de T opCat. Arriba izquierda: panel de control. Derecha: ventana de crossmatch. Fondo: tabla de trabajo en formato .csv.

En el Ap´endiceB, al final de la memoria, se adjuntan los valores de astrometr´ıay fotometr´ıarecopilados (Tablas B.2 y B.3).

2.3 Comprobaci´onde sistemas por movimientos propios

Existen varias maneras de discernir si un sistema es f´ısicoo no. Para una primera inspecci´on,se puede representar el movimiento propio en ascensi´onrecta y en declinaci´onde la estrella primaria frente a la secundaria. En el caso de que las dos componentes formasen parte del mismo sistema, los puntos se dispondr´ıana lo largo de una recta. Si por el contrario no formasen parte del mismo sistema, cada componente tendr´ıaun movimiento propio diferente y caer´ıan fuera de dicha recta. Las Figuras A.1 y A.2, adjuntadas en el Ap´endiceA, ilustran este hecho. Como se ve, existen varios puntos que no siguen la tendencia general. Estos puntos ser´anlos que habr´ıaque estudiar para comprobar si son o no sistemas f´ısicos. Para automatizar el procedicimiento, se ha adoptado el criterio de selecci´onutilizado en Alonso-Floriano et al. (2015 b). Este criterio considera como compa˜nerosf´ısicosaquellos sistemas cuya diferencia relativa de µα cos δ y µδ de la secundaria est´andentro de un 10% del valor correspondiente de la primaria. Para la componente de ascensi´onrecta se tendr´ıa:

∆µ cos δ µ cos δ − µ cos δ α α B α A = < 10% (2.2) µα cos δ µα cos δ

13 donde los sub´ındicesA y B se refieren a la componente primaria y secundaria respectivamente. En el caso de la componente en declinaci´onser´ıa:

∆µ µ − µ δ = δB δA < 10% (2.3) µδ µδ

A su vez, tambi´en se ha realizado el mismo procedimiento para el movimiento propio total. En este caso, el criterio es el siguiente:

 2 2 1/2 ∆µ (µα cos δA − µα cos δB) + (µδA − µδB) = 2 2 < 10% (2.4) µA µα cos δA + µδA

Este criterio no tiene en cuenta qu´eocurre cuando, por ejemplo, las componentes del movimiento propio en ascensi´on recta cumplen la condici´onestablecida en 2.2, pero no lo hacen las componentes en declinaci´ono el total. Esto es frecuente en aquellos casos en los que alguna de las componentes del movimiento sea muy peque˜na,pues su 10% podr´ıa no estar dentro del rango de valores de la primaria. Este caso, en el que una o las dos componentes del movimiento propio sea muy peque˜nasen comparaci´oncon la otra (< 10 mas a−1) se han tomado como compa˜nerassiempre y cuando el criterio establecido en la Ecuaci´on2.4 sea razonable. Para los casos en los que los movimientos propios no sean peque˜nospero no se cumplan los criterios arriba establecidos, se ha realizado la siguiente comprobaci´onpara descartarlos o incluirlos definitivamente en la muestra final. El proced- imiento consiste en cargar en Aladin varios cat´alogosde movimientos propios como Hipparcos (van Leeuwen 2007), Tycho-2 (Høg et al. 2000), PPMXL (Roeser et al. 2010), NOMAD (Zacharias et al. 2005), UCAC4 (Zacharias et al. 2012)... desde el panel de carga de cat´alogos.As´ı,obtenemos una medida de la misma componente del movimiento propio pero en a˜nosdiferentes. De esta se forma realiza una segunda comprobaci´onpara que ning´unpar sea desechado injustificadamente. Un ejemplo de esto se muestra en la Figura 6. El sistema representado es WDS 10585-1046, uno de los sitemas de la muestra.

Figura 6: Imagen de Aladin del sistema WDS 10585-1046 formado por la primaria BD-10 3166 y la secundaria LP 731-76. Se aprecia como claramente las l´ıneasde movimientos propios no son paralelas. Por tanto, el sistema no es f´ısicoy deber´aser descartado si los movimientos propios est´an bien medidos.

14 Adem´asde descartar sistemas por movimientos propios, es necesario realizar una segunda inspecci´onpara eliminar aquellos sistemas no v´alidospara las calibraciones. Los siguientes criterios aplican tanto a una estrella individual (primaria o secundaria) o al sistema completo, por lo que si cualquiera de los objetos del sistema, o el sistema en s´ı, presenta las siguientes caracter´ıstas,deber´anser descartados:

• Sistemas con separaci´onangular ρ entre componentes menor de 5 arcsec: la presencia de una componente a una distancia angular menor de 5 arcsec puede introducir errores en la magnitud de la estrella objetivo o contaminar su espectro, perjudicando as´ıla realizaci´onde las calibraciones. Por eso es necesario establecer una separaci´on angular m´ınimaen la que ambas componentes no interfieran mutuamente. Con este criterio se descartan los sistemas visuales y/u ´opticos,quedando ´unicamente sistemas lejanos (wide binaries).

• Binarias espectrosc´opicasSB2: es un caso part´ıculardel caso anterior. Las binarias espectrosc´opicasson sistemas que, aunque no pueden ser resueltos por medio de telescopios, el estudio de sus espectros puede revelar la presencia de dos estrellas. En particular, en las binarias espectrosc´opicasSB2, la luminosidad de la secundaria no es despreciable y puede contaminar tanto la fotometr´ıa como la espectroscop´ıa.Por esta raz´on,se excluir´antodas aquellas estrellas, tanto primarias o secundarias, que sean SB2. Por otro lado, en las binarias espectrosc´opicas SB1, una de las componentes es tan d´ebilque no interfiere en la medida de la fotometr´ıay/o espectroscop´ıa. Por ello, las binarias espectrosc´opicasSB1 no han sido exclu´ıdasde la muestra.

• Movimiento propio total de la primaria µ < 50 mas a−1: este criterio permite eliminar aquellos sistemas lentos de movimiento, ya que podr´ıanno ser separables del µ del resto de objetos de fondo y, por tanto, no permitir´ıa distinguir si las dos componentes son o no f´ısicas.

• Estrella rotadoras r´apidas:cuando una estrella rota muy r´apido,en torno a v sin i ∼ 10 − 12 km/s, se produce un ensanchamiento de las l´ıneasespectrales. Este fen´omenono permite determinar correctamente las anchuras equivalentes de las l´ıneaspara determinar los par´ametros estelares y las abundancias. Estas estrellas se han obtenido aplicando el c´odigo SteP ar (Tabernero et al. 2012 y 2013) sobre la muestra inicial y, posteriormente, han sido descartadas.

• Primarias con Teff < 6500 K: las estrellas calientes tienen el inconveniente de poseer muy pocas l´ıneasen sus espectros y, generalmente, estar ensanchadas para la medida de anchuras equivalentes. Por ello, se han descartado aquellas estrellas cuyo tipo espectral es

• Secundarias con magnitud en banda J < 15.5 mag: objetos tan d´ebilesen el infrarrojo cercano lo ser´ıana´un m´asen el ´optico,dificultando as´ıla medida de movimientos propios. De esta manera, mantener objetos m´as brillantes de 15.5 mag en banda J asegura buenas medidas de movimientos.

La aplicaci´onde estos criterios de selecci´onpermitir´aobtener una muestra limpia, a partir de la cual se podr´anrealizar las calibraciones de metalicidad.

2.4 Par´ametrosde metalicidad

El otro ´areade estudio de esta memoria se refiere a las metalicidades de los sistemas. Como se explic´oen la Seccion 1.4, existen dos formas de estudio de la metalicidad: espectroscop´ıay fotometr´ıa. A continuaci´onse describen ambos m´etodos y los valores seleccionados para su estudio.

2.4.1 Metalicidad de primarias FGK

Como se ha descrito en la Secci´on1.4, las calibraciones de metalicidad se realizan suponiendo para ambas compo- nentes la misma metalicidad. Al ser m´asf´acilmedir la metalicidad de las primarias, se toma ´estacomo metalicidad del sistema. En el grupo de investigaci´onde la UCM dedicado a CARMENES, y, por extensi´on,en este trabajo, las metalicidades de las primarias se han obtenido mediante la aplicaci´onde SteP ar (Tabernero et al. 2013), que toma los espectros de alta resoluci´onde las primarias y mide las anchuras equivalentes de l´ıneasde Fe para determi- nar par´ametrosestelares (Teff , log g, ξ, [Fe/H]) y, a partir de ellos, calcular la abundancia de Fe y otros elementos utilizando el c´odigoMOOG. Estos espectros han sido obtenidos con el espectr´ografoHERMES (R∼85000; Raskin et al. 2011) situado en el telescopio Mercator de La Palma. As´ı,las metalicidades se han determinado de una forma homog´eneapara todas las primarias FGK fente a los valores utilizados por otros autores. En adelante, a los valores

15 de metalicidad de las primarias obtenidos mediante SteP ar se nombrar´ancomo [Fe/H]∗.

2.4.2 Anchuras equivalentes en NIR de las secundarias M

El principal elemento de estudio en las calibraciones espectrosc´opicasson las anchuras equivalentes de ciertas l´ıneas absorci´onsobre el espectro de una estrella. Para este trabajo se han recopilado las anchuras equivalentes correspon- dientes al doblete de Na i (2.206 µm y 2.209 µm) y al triplete de Ca i (2.261 µm, 2.263 µm y 2.265 µm) en banda

K de estrellas M. A su vez, tambi´enha sido necesario recopilar el ´ındiceH2O-K, que da cuenta de la influencia de la temperatura en la profundidad de las l´ıneas.Se ha dividido el tratamiento de esta Secci´onen dos muestras:

• Muestra 1: anchuras equivalentes de ambas especies e ´ındices H2O-K recopilados de Newton et al. (2014), Rojas-Ayala et al. (2012) y Rojas-Ayala et al. (2010) por este orden de preferencia. Con estos datos se han calculado valores de [Fe/H] seg´un las calibraciones de Rojas-Ayala et al. (2012), Terrien et al. (2012) y Newton et al. (2014). El prop´ositode este c´alculoser´acomparar las metalicidades obtenidas para secundarias con las deducidas por el grupo de investigaci´ondedicado a CARMENES (ver m´asabajo) mediante la realizaci´onde un ajuste lineal.

• Muestra 2: anchuras equivalentes del doblete de Na i recopiladas de Mann et al. (2015), Mann et al. (2014), Mann et al. (2013) y Newton et al. (2014) por este orden de preferencia. Con estos datos se pretende realizar una calibraci´onpropia de metalicidad dependiente exclusivamente de la anchura equivalente de Na i.

Ambas muestras pueden encontrarse en el Ap´endiceB, al final de este trabajo (Tablas B.5 y B.6).

2.4.3 Magnitudes fotom´etricas de las secundarias M

El objetivo de este apartado es obtener una expresi´onque relacione la metalicidad de la estrella primaria con las car- acter´ısticasfotom´etricasde la secundaria. Para ello, se seguir´anlos mismos pasos que los explicados en Schlaufman &

Laughlin (2010) y Neves et al. (2012). El estudio se realizar´asobre el plano {V − KS,MKS }. Se asumir´auna relaci´on lineal entre la metalicidad y las caracter´ısticasfotom´etricasde las estrellas secundarias tal que [Fe/H]∝ ∆(V − KS), en donde ∆(V − KS) = (V − KS)obs − (V − KS)iso es la distancia hasta el contorno (o traza) de isometalicidad de la muestra en el plano {V − KS,MKS }. Para generar un contorno de isometalicidad los m´aspreciso posible, se han seleccionado aquellas primarias cuyo valor de metalicidad se sit´uaen un intervalo 2σ respecto a la metalicidad solar (Tabla B.7, Ap´endice B). Este tratamiento supone una diferencia con los estudios fotom´etricosmencionados en la Secci´on1.4, pues ´estoss´ololimitan su traza de isometalicidad a la vecindad solar, generando un contorno de isometalicidad sesgado a estrellas cercanas, mientras que en este trabajo, el contorno de isometalicidad se realizar´acon estrellas de metalicidad solar independientemente de su distancia, por lo que ser´am´asrepresentativo y no se limitar´a tan solo al entorno solar.

Se seleccionar´an´unicamente aquellas secundarias que presenten magnitud en banda V de UCAC4 para conseguir una fotometr´ıalo m´ashomog´eneaposible, mientras que la magnitud en banda KS se ha obtenido de 2MASS. Las estrellas secundarias para el ajuste fotom´etricose presentan en el Ap´endiceB (Tabla B.8). Con estas magnitudes, se reproducir´anlas calibraciones de Bonfils et al. (2005), Johnson & Apps (2009), Schlaufman & Laughlin (2010) y Neves et al. (2012). Estas calibraciones se realizan a partir de la magnitud absoluta de la estrella. Para derivar la magnitud absoluta de las estrellas de la muestra, se har´auso del m´odulo de distancias, el cual permite obtener la magnitud absoluta a partir de la magnitud relativa y la distancia a la estrella, es decir:

mλ − Mλ = 5 log d − 5 (2.5) siendo mλ y Mλ las magnitudes relativa y absoluta en la banda λ respectivamente y d, la distancia a la estrella en parsecs. Se ha escogido la distancia a la estrella primaria para el c´alculode la magnitud absoluta, pues es m´asprecisa debido a que est´amedida sobre una estrella m´asbrillante que su compa˜nerasecundaria.

16 3 Resultados y discusi´on

En esta secci´onse recogen los resultados obtenidos dividos en dos partes. En primer lugar, se presentar´anlos resultados derivados de la observaci´onde cada sistema en Aladin y se expondr´anaquellos sistemas que no eran sistemas f´ısicos o se han descartado por otras razones. En segundo lugar, se presentar´anlos resultados propios de metalicidades, diferenciando entre espectrosc´opicasy fotom´etricas,obteni´endosesendas calibraciones. Para el desarrollo de este apartado, se han utilizado las herramientas del observatorio virtual Aladin y T opCat.

3.1 Multiplicidad y movimientos propios

En primer lugar se mostrar´anlos sistemas con multiplicidad mayor que dos para despu´escentrarse en aquellos que ser´andescartados, exponiendo las razones para ello. Por ´ultimo,se presentar´ala muestra final de estudio a partir de la cual se realizar´anlas calibraciones de metalicidad.

3.1.1 Multiplicidad de los sistemas

En la muestra inicial se han encontrado diez sistemas m´ultiples,los cuales se describen a continuaci´on(no se muestran aqu´ıbinarias visuales pr´oximas):

• WDS 05445-2227: sistema triple conformado por dos primarias: γ Lep (tipo espectral F6V) y AK Lep (K2V); y la secundaria LHS 1781 (M3.5V). Ambos sistemas son ´opticosy, por tanto, han sido descartados.

• WDS 07041+7514: sistema triple conformado por dos primarias: HD 50281 A (G0) y HD 50281 B (G5); y la secundaria LP 16-395 (M4.0V). Sistema f´ısico.

• WDS 12406+4017: sistema cu´adrupleconformado por tres primarias: HD 110279 A (G:), HD 110279 B (G0) y TYC 3021-982-1 (F:); y la secundaria 2MASS J12403633+4017589 (M). En realidad, TYC 3021-982-1 no es una primaria, sino un candidato (descartado a ojo) de un sistema aparentemente cu´adruple,posiblemente triple. Una imagen de este sistema puede verse en la Figura 7.

• WDS 13316+5857: sistema triple conformado por una primaria, HD 117845 (G2V) y dos secundarias: 2MASS J13313493+5857171 (M1) y PM I13312+5857 (M2.5). Sistema f´ısicopero descartado porque el movimiento propio de la primaria es <50 mas a−1.

• 14575-2125: sistema triple conformado por una primaria, HD 131977 (K4V) y dos secundarias: HD 131976 (M1.5V) y GSC 06180-00916 (g:). Sistema ´optico.

• WDS 15282-0921: sistema triple conformado por dos primarias: HD 137763 (G9V) y HD 137778 (K2V); y una secundaria, G151-61 (M4.5). Sistema ´optico.

• WDS 19510+1025: sistema triple conformado por una primaria, o Aql A (F8V); y dos secundarias: o Aql B (M3.5V) y o Aql C (M0.0V). Sistema f´ısico.

• WDS 21546-0318: sistema triple conformado por una primaria, HD 208177 (F5IV); y dos secundarias: BD-03 5329 B (m0:) y PM I21547-0318 (M3.5V). Sistema f´ısicopero descartado porque el movimiento propio de la primaria es <50 mas a−1.

• WDS 23194+7900: sistema triple conformado por una primaria, V368 Cep A (G9V); y dos secundarias: V368 Cep B (M3.5V) y NLTT 56725 (M5.0V). Sistema f´ısicopero la primaria es rotador r´apido.

• WDS 23581+2420: sistema qu´ıntuple conformado por tres primarias: HD 224459 (G5), BD+23 4830 B (G0) y BD+23 4830 C (G0); y dos secundarias: G 131-5 (M3) y G 131-6 (K7V). Sistema es f´ısicopero la primaria es binaria espectrosc´opica(SB2) y el movimiento propio total de BD+23 4830 C <50 mas a−1. Este sistema puede verse en la Figura 7.

El resto de los sistemas de la muestra son binarios compuestos por una primaria FGK y una secundaria M o K tard´ıa.

17 Figura 7: Imagen de Aladin de los sistemas WDS 12406+4017 (izquierda) y WDS 23581+2420 (derecha).

3.1.2 Sistemas descartados

Aplicando los criterios de selecci´onmencionados en la Secci´on2.3, se han descartado en total de 51 sistemas. El desglose puede verse en la Tabla 4.

Tabla 4: N´umerode sistemas descartados.

Raz´on N´umero

Movimientos propios diferentes 10 Separaci´onangular ρ < 5 arcsec 16 Estrellas binarias espectrosc´opicas SB2 10 Movimiento propio primaria < 50 mas a−1 9 Primarias FGK rotadoras r´apidas(v sin i > 10 km/s) 4 Primarias muy calientes (

En el Ap´endiceB (Tabla B.4) se detalla cada uno de los sistemas descartados y su raz´on. Menci´onimportante al sistema WDS 04359+1631, conformado por Aldebar´anA y B. Debido a su alta luminosidad, el espectro de la secundaria est´amuy contaminado y, por tanto, no es ´utilpara introducirlo en SteP ar. Por otro lado, las estrellas HD 24916 B y HD 285970 B, en los sistemas WDS 03575-0110 y WDS 04429+1843 respectivamente, son binarias espectrosc´opicasque, aunque no se ha podido determinar su tipo (SB1, SB2...), se han descartado por precauci´on.

3.1.3 Muestra final de estudio

La muestra final de estudio, tras la limpieza explicada en la Secci´on3.1.2, consta de 158 pares de estrellas, con 156 estrellas primarias y 156 secundarias, siendo los sistemas WDS 07041+7514, WDS 12406+4017, WDS 19510+1025 y WDS 23581+2420 los ´unicos m´ultiplesen la muestra final. El par m´aslejano de la muestra final es WDS 08110+7955, situado a 200±43 pc de distancia, mientras que el m´ascercano es WDS 04153-0736, a una distancia de 4.9850±0.0057 pc. De los 158 pares, los sistemas WDS 00491+5749, WDS 03042+6142, WDS 04153-0736 y WDS 17050-0504 poseen un movimiento propio total µ mayor de 1000 mas a−1. El par con el movimiento propio m´asalto de la muestra final es WDS 04153-0736 con un movimiento propio total de la estrella primaria, o Eri, de µ = 4088.57 ± 0.21 mas a−1. Los cinco pares con el movimiento propio m´asalto de la muestra final pueden verse en la Tabla 5. Ahora se pueden realizar los gr´aficosde movimientos propios (Secci´on2.3) para comprobar que, ahora s´ı,todos los sistemas son f´ısicos. Estos gr´aficosse muestran en las Figuras A.3 y A.4 en el Ap´endiceA. Se comprueba c´omoahora los puntos se disponen todos a lo largo de una recta, por lo que podemos afirmar que todos los sistemas de la muestra final son f´ısicosy

18 aptos para realizar las calibraciones de metalicidad. Tambi´enpuede verse de una manera m´asclara con los diagramas de las Figuras A.5 y A.6 (Ap´endiceA). En ´estos,se representa la diferencia de movimientos propios totales de la componente primaria y secundaria frente al movimiento propio total de la primaria. Mientras que en la Figura A.5, correspondiente a la muestra inicial, la dispersi´ones elevada, no lo es as´ıen la Figura A.6 correspondiente a la muestra final. En efecto, aquellos puntos con mayor dispersi´onrepresentan sistemas no f´ısicosy, por ende, han sido descartados.

Tabla 5: Sistemas con el movimiento propio m´asalto.

Identificador Nombre primaria µA µB WDS Simbad [mas a−1] [mas a−1]

04153-0736 o Eri A 4088.57±0.21 4087.8±7.3 17050-0504 HD 154363 A 1461.48±0.89 1456.5±8.0 00491+5749 η Cas A 1255.9±8.0 1209.8±2.5 03042+6142 HD 18757 1001.50±0.60 1001.4±4.8 20036+2954 HD 190360 A 862.02±0.24 860.2±8.0

3.2 Calibraciones de metalicidad

Una vez se ha limpiado la lista de sistemas no aptos para la calibraci´on,se pasa a continuaci´ona describir las diferentes calibraciones de metalicidad que se han obtenido en este trabajo.

3.2.1 Calibraciones espectrosc´opicas

Muestra 1: se han calculado valores de metalicidad para 41 secundarias con tipos espectrales desde K7V hasta M6V con las calibraciones de Rojas-Ayala et al. (2012), Terrien et al. (2012) y Newton et al. (2014). Estos valores se presentan en el Ap´endiceB (Tabla B.9), al final del informe. El rango de anchuras equivalentes considerado para estos ajustes est´aentre 2.09 y 8.07 A˚ para el doblete de Na i y entre 1.31 y 5.76 A˚ para el triplete de Ca i, correspondiente a un intervalo de metalicidades de –0.88<[Fe/H]<+0.54. Los valores de metalicidad de secundarias obtenidos se han comparado con los valores de metalicidad de sus respectivas primarias obtenidos por el grupo de investigaci´onde la UCM dedicado a CARMENES. Los coeficientes de regresi´on R2 para dichos ajustes pueden verse en la Tabla 6.

Tabla 6: Coeficientes de regresi´onlineal.

Metalicidad Coeficiente de regresi´on R2

Rojas-Ayala et al. (2012) 0.79 Terrien et al. (2012) 0.78 Newton et al. (2014) 0.85

La afirmaci´onde considerar iguales las metalicidades de primarias y secundarias en un mismo sistema es correcta debido a que los coeficientes de regresi´onson significativamente altos (hay que tener en cuenta que las medidas de anchuras equivalentes en estrellas M se ven afectadas por numerosas causas, como se ha explicado anteriormente). Los valores que mejor muestran esta relaci´onson los obtenidos a partir de la calibraci´onde Newton et al. (2014). Las gr´aficasde los ajustes se presentan en el Ap´endiceA (Figuras A.7, A.8 y A.9).

Muestra 2: se han recopilado anchuras equivalentes de Na i para 89 secundarias con tipos espectrales desde K5V hasta M6V de Mann et al. (2013), Mann et al. (2014), Mann et al. (2015) y Newton et al. (2014). La calibraci´onse ha realizado representando los valores de [Fe/H]∗ en funci´onde las anchuras equivalentes del doblete de Na i. El mejor ajuste lo ofrece un polinomio de grado dos, como en la calibraci´onderivada por Newton et al. (2014). La expresi´on de la calibraci´ones:

19 [Fe/H] = −1.61 dex + 0.48 EW(Nai) − 0.031 EW(Nai)2 (3.1) Se ha calibrado para anchuras equivalentes de Na i entre 1.97 y 8.07 A,˚ correspondiente a un rango de metalicidades de –0.79<[Fe/H]<+0.24. El coeficiente de correlaci´on R2 derivado de este ajuste es de 0.77, muy similar al obtenido por Newton et al. (2014) que es de 0.78. La Figura 8 muestra estos dos ajustes.

Figura 8: Calibraciones de metalicidad obtenidas en este trabajo (l´ıneacontinua) y Newton et al. (2014) (l´ıneadiscontinua) para diferentes valores de anchuras equivalentes del doblete de Na i. Promedio de error en el eje X=0.17 A.˚ Promedio de error en el eje Y=0.03 dex.

La expresi´on3.1 puede as´ıservir para calcular la metalicidad de estrellas M aisladas conociendo ´unicamente la anchura equivalente del doblete de Na i, lo que facilita la identificaci´onde las estrellas M m´asmet´alicas.

3.2.2 Calibraciones fotom´etricas

Como se ha explicado en la Subsecci´on2.4.3, el primer paso para la derivaci´onde una calibraci´onfotom´etricaes crear un contorno de isometalicidad en el plano {V − KS,MKS }. Para ello, se han seleccionado 32 estrellas primarias de la muestra con valores de metalicidad en un intervalo de 2σ la metalicidad del Sol. El intervalo de metalicidades es

–0.090<[Fe/H]<+0.060. Para estas estrellas, se han representado los valores de la magnitud absoluta en banda KS de sus correspondientes secundarias en funci´onde su color V − KS. No se ha encontrado magnitud V para la estrella 2MASS J06364322+3751316, por lo que se ha exclu´ıdoa su primaria, BD+37 1545, de la realizaci´onde esta parte, reduci´endosea 31 estrellas la derivaci´onde la traza de isometalicidad. El mejor ajuste que describe este contorno de i isometalicidad es un polinomio de tercer grado tal que (V − KS)iso = ΣaiMK , donde los coeficientes del polinomio son: –13.7577, 7.4601, –1.0539, 0.0530 (i=0, 1, 2, 3). Esta traza de isometalicidad puede verse en la Figura A.10, en el Ap´endiceA.

Para realizar la calibraci´onfotom´etrica,se han tomado las 82 secundarias de la muestra final que poseen magnitud en banda V de Zacharias et al. (2012) y que adem´astienen un valor de distancia y [Fe/H]∗. Estas estrellas pueden verse en la Tabla B.7, en el Ap´endice B. La Figura 9 muestra estas estrellas en sendos diagramas color-magnitud con un c´odigode colores que representan cu´anto de met´alicasson. Se han superpuesto sobre ellas las isometalicidades derivadas por Bonfils et al. (2005) en el panel de la izquierda y las correspondientes de Johnson & Apps (2009), Schlaufman & Laughlin (2010) y Neves et al. (2012) en el de la derecha, para sus respectivos valores de metalicidad media. En este ´ultimotambi´ense ha representado la traza de isometalicidad derivada en este trabajo. Los objetos recuadrados simbolizan aquellos cuya metalicidad es solar en un intervalo 2σ.

20 Figura 9: Diagramas color-magnitud para las estrellas de la muestra final. Se han representado las isometalicidades de Bonfils et al. (2005) a la izquierda, y de Johnson & Apps (2009; l´ıneadiscontinua roja), Schlaufman & Laughlin (2010; l´ıneadiscontinua azul), Neves et al. (2012; l´ıneadiscontinua azul) y este trabajo (l´ıneacontinua negra) a la derecha. Promedio de error en el eje X=0.07 mag. Promedio de error en el eje Y=0.29 mag.

Como puede verse en la Figura 9, existe una relaci´onclara entre la metalicidad de la estrella y la posici´onque ´esta ocupa en el diagrama color-magnitud, pues ´estasparecen disponerse en planos diagonales al diagrama. Efectivamente, las estrellas m´asmet´alicas(rojas y amarillas en la Figura 9) se sit´uanen un plano diagonal superior a las menos met´alicas(verdes y azules). Destacan los dos objetos con m´asbaja metalicidad, situados en el plano inferior del gr´afico: G 251–53 (WDS 08110+7955, [Fe/H]=–1.58 dex) y G 17–27 (WDS 16348–0412, [Fe/H]=–1.16 dex). Si se observan los contornos de isometalicidad de Bonfils et al. (2005), se ve c´omo´estosno reproducen los valores de metalicidad solar, pues las estrellas con una metalicidad solar en un intervalo 2σ se disponen, en su mayor´ıa,entre las isometalicidades de [Fe/H]=0 y [Fe/H]=-0.50. Este hecho ya fue tenido en cuenta por Johnson & Apps (2009) y posteriores. Estos autores afirmaron que la calibraci´onde Bonfils et al. (2005) conten´ıaun error sistem´aticode –0.32 dex para [Fe/H]>+0.2 dex. De aqu´ıdedujeron que la relaci´onobtenida por Bonfils et al. (2005) no era correcta, particularmente para [Fe/H]>0 dex.

Si ahora se comparan las trazas de Johnson & Apps (2009), Schlaufman & Laughlin (2010), Neves et al. (2012) y la derivada en este trabajo, se ve c´omolas tres primeras (en realidad dos, pues Neves et al. (2012) toma el mismo polinomio de ajuste de Schlaufman & Laughlin 2010) se sit´uanpor debajo de la aqu´ıobtenida. Esto es debido a que, como se ha comentado anteriormente, las calibraciones de Johnson & Apps, Schlaufman & Laughlin y Neves toman la vecindad solar como isomet´alica(con una metalicidad media [Fe/H]∼–0.12 dex), mientras que la calibraci´onobtenida en este trabajo se ha hecho con estrellas de metalicidad solar en un intervalo 2σ ([Fe/H]∼0 dex). De esta manera, la traza de isometalicidad derivada en este trabajo caracteriza un espacio mucho m´asamplio que la propia vecindad solar.

La calibraci´onde metalicidad se ha obtenido a partir de ∆(V − KS), es decir, la distancia entre el punto V − KS y la traza de isometalicidad que hemos hallado. Estos valores pueden verse en la Tabla B.8 en el Ap´endice B. La expresi´on que mejor ajusta estos valores de metalicidad es lineal en ∆(V − KS) y toma la siguiente forma funcional:

[Fe/H] = 0.58∆(V − KS) − 0.07 (3.2)

Esta ecuaci´ones v´alidaen el rango de 2.6 mag< (V − KS) <5.7 mag. La Tabla 7 es una adaptaci´onde la publicada en Neves et al. (2012) y muestra otras calibraciones similares, adem´asde la obtenida aqu´ı,con el coeficiente de regresi´on lineal de cada estudio. Se comprueba que la calibraci´onaqu´ıdeterminada mejora las calibraciones previas deducidas por Schlaufman & Laughlin (2010) y Neves et al. (2012), posiblemente debido a que esta muestra es considerablemente m´asamplia que previos estudios.

21 Tabla 7: Calibraciones fotom´etricasde varios autores junto su n´umerode objetos de cada muestra y el coeficiente de regresi´onlineal para cada estudio (adaptaci´onde Neves et al. 2012).

Fuente de la calibraci´on:ecuaci´on No de objetos de la muestra R2

B05: [Fe/H]=0.196-1.527M +0.091M 2 +1.886(V − K )-0.142(V − K )2 20 ... KS KS S S

JA09: [Fe/H]=0.56∆MKS -0.05, ∆MKS =MS − MKS 6 ... SL10: [Fe/H]=0.79∆(V − KS)-0.17 19 0.49

N12: [Fe/H]=0.57∆(V − KS)-0.17 23 0.43

Este trabajo: [Fe/H]=0.58∆(V − KS)-0.07 82 0.57

Para las 82 estrellas de este apartado, se han calculado valores de metalicidad seg´unlas calibraciones de la Tabla 7. Estos resultados se muestran en la Tabla B.10, en el Ap´endiceB. La Figura 10 muestra las calibraciones tanto de Schlaufman y Laughlin (2010) como la de Neves et al. (2012), adem´asde la obtenida en este trabajo. Se ha represen- tado en el eje X el factor ∆(V − KS) y en el Y, las metalicidades de calibraci´on.El c´odigo de colores representa las metalicidades obtenidas en este trabajo seg´unla Ecuaci´on3.2.

Figura 10: Calibraciones de Schlaufman & Laughlin (2010), Neves et al. (2012) y la obtenida en este trabajo. El c´odigode colores representa las metalicidades calculadas con la calibraci´onpropia fotom´etrica.Promedio de error en el eje X=0.73 mag. Promedio de error en el eje Y=0.03 dex.

La Figura 10 muestra que el t´ermino∆(V − KS), es decir, la distancia a la traza isomet´alica,es un buen trazador de la metalicidad de las estrellas. Tambi´enesta figura puede ayudar a comparar las metalicidades determinadas en este trabajo con las obtenidas por el grupo de investigaci´onde la UCM, pues las primeras son c´alculosfotom´etricos mientras que las segundas son espectrosc´opicas. En el r´egimende bajas metalicidades, –1.5<[Fe/H]<–0.5, ambas parecen coincidir, pues el c´odigode color morado/azul representa bien los puntos del diagrama. Una vez que se va aumentando en metalicidad, esta relaci´onya no es tan clara, ya que se observa algunas estrellas muy met´alicas(rojas en el c´odigode colores) que deber´ıantener una metalicidad menor seg´un[Fe/H]∗. Esta dispersi´onpuede ser debida a que las calibraciones usadas dependen fuertemente de la magnitud en banda V de objetos muy d´ebiles (8.7 mag < V < 15.7 mag), por lo que los errores de fotometr´ıade este tipo de estudios no son nada despreciables, aunque se aprecia la tendencia general de la metalicidad en la calibraci´on.

Para finalizar este trabajo, se han comparado las metalicidades calculadas con la calibraci´onaqu´ıobtenida con las correspondientes determinadas con las otras calibraciones de la Tabla 7. La Figura 11 muestra dicha comparaci´on. En esta ocasi´on, el c´odigode colores hace referencia a las metalicidades [Fe/H]∗. Los resultados del ajuste, junto con el rango de metalicidades hallado para cada calibraci´on,se muestran en la Tabla 8.

22 Figura 11: Metalicidades determinadas por diferentes calibraciones en funci´onde las calculadas en este trabajo. La l´ıneanegra representa el ajuste lineal de los puntos. Promedio de error en el eje X=0.42 dex. Promedio de error en el eje Y=0.17 dex.

Como se ve, los resultados obtenidos parecen ser bastante satisfactorios, pues todos ellos se disponen a lo largo de una recta claramente definida. Como cabr´ıaesperar, las dos calibraciones con mayor dispersi´onson las de Bonfils et al. (2005) y Johnson & Apps (2009), ya que fueron las primeras y no consideran el factor ∆(V − KS) como trazador de metalicidad. Por contra, las calibraciones de Schlaufman & Laughlin (2010) y Neves et al. (2012), que s´ıconsid- eran este t´erminocomo calibrador, son m´assimilares a la aqu´ıobtenida. Tanto en el panel de Bonfils et al. (arriba izquierda) como en los de Schlaufman & Laughlin (abajo izquierda) y Neves et al. (abajo derecha) se encuentran dos estrellas (BD+44 4400 y TYC 3094-1728-1) muy met´alicas(rojas) en una metalicidad que corresponder´ıaa [Fe/H]∼ –0.30 dex. Resulta que estos dos objetos son de tipo espectral K5V, que, para esta calibraci´on,est´anmuy al l´ımite de su aplicaci´on,al ser demasiado calientes. De hecho, estos dos objetos tambi´enaparecen en la Figura 9 en la parte superior izquierda de ambos diagramas, reforzando la idea de que este tipo de calibraciones no son v´alidaspara tipos espectrales tan tempranos (≤ K5V). Aun as´ı,se puede ver la tendencia anteriormente expuesta, situ´andoselos objetos menos met´alicos(azules seg´unel an´alisisespectrosc´opico)en las partes inferiores del diagrama y enrojeci´endosecada vez m´asa medida que aumenta la metalicidad.

Tabla 8: Rango de metalicidades determinadas y comparaci´oncon las calculadas con la calibraci´onobtenida en este trabajo.

Calibraci´on Rango de metalicidad Coeficiente de regresi´on R2

Bonfils et al. (2005) –1.40<[Fe/H]<+0.43 0.90 Johnson & Apps (2009) –1.17<[Fe/H]<+0.68 0.92 Schlaufman & Laughlin (2010) –1.25<[Fe/H]<+0.49 0.94 Neves et al. (2012) –0.95<[Fe/H]<+0.31 0.94 Este trabajo –0.93<[Fe/H]<+0.36 ...

23 4 Conclusiones

El principal objetivo de este trabajo ha sido recopilar informaci´onde utilidad proveniente de varios cat´alogosde 209 pares estelares (muestra inicial) formados por una primaria de tipo espectral F, G o K y una secundaria de tipo M (o K tard´ıa)como apoyo al grupo de investigaci´onde la UCM dedicado a la ciencia preparatoria de CARMENES. Se han recopilados datos del propio sistema as´ıcomo informaci´onastrom´etrica(coordenadas, paralajes y distancias), cinem´atica(movimientos propios), fotom´etrica(magnitudes en bandas V , J, H y KS) y espectrosc´opica(anchuras equivalentes de Na i y Ca i en banda K) de ambas componentes por separado para elaborar una calibraci´onfotom´etrica y otra espectrosc´opicapropias.

Con la ayuda de herramientas del observatorio virtual como Aladin y T opCat, se han visualizado cada uno de los 209 sistemas de la muestra inicial y se han descartado aquellos que no cumpl´ıanlos requisitos necesarios para realizar la calibraci´on.As´ı,se han descartado 51 pares que, o no eran sistemas f´ısicos(estudio de movimientos propios) o eran sistemas pr´oximoso no cumpl´ıanotros criterios mencionados en el texto (binarias espectrosc´opicas SB2, rotadores r´apidos...).De este modo, se ha elaborado una muestra final con 158 pares de estrellas (muestra final).

A partir de esta muestra final, se ha estudiado la metalicidad de las componentes M de los sistemas. Este proceso se ha realizado desde dos puntos de vista: espectroscop´ıay fotometr´ıa.En el estudio espectrosc´opico,se han calculado metal- icidades a partir de diferentes calibraciones previas (Rojas-Ayala et al. 2012, Terrien et al. 2012 y Newton et al. 2014) y se ha derivado una calibraci´onpropia dependiente ´unicamente de la anchura equivalente del doblete de Na i en banda K de enanas M. La calibraci´onse ha obtenido suponiendo una metalicidad de la primaria igual a la de la secundaria. Las metalicidades de la primaria han sido calculadas por el grupo de investigaci´onde la UCM dedicado a CARMENES.

Por otro lado, se han calculado metalicidades a partir de los datos fotom´etricosde la secundaria siguiendo las calibra- ciones de Bonfils et al. (2005), Johnson & Apps (2009), Schlaufman & Laughlin (2010) y Neves et al. (2012) y se ha obtenido una calibraci´onfotom´etricapropia tomando como traza de isometalicidad aquellas estrellas primarias de la muestra final cuyo valor de metalicidad estaba dentro de 2σ la metalicidad del Sol. De esta forma, esta calibraci´onno s´oloes v´alidapara la vecindad solar sino que puede aplicarse hasta una distancia mayor.

En total, se han estimado metalicidades, espectrosc´opicas y/o fotom´etricas, para 134 enanas M con un rango de metalicidades –0.9<[Fe/H]<+0.4, y se han comparado estos valores con los calculados a partir de otras calibraciones, obteniendo una muy buena relaci´onentre ellos.

Trabajo futuro

En relaci´onal futuro y al grupo de investigaci´onde la UCM dedicado a CARMENES, la muestra final resultado de este TFM permitir´aterminar alguno de los trabajos ya iniciados sobre calibraciones de la metalicidad con los ´ındices espectrosc´opicosde espectros de baja resoluci´onde enanas M (espectros CAFOS), que culminar´acon una publicaci´on que est´aahora en preparaci´on(Alonso-Floriano et al., in prep.). A su vez, permitir´aperfeccionar las calibraciones derivadas de este TFM con datos adicionales y fotometr´ıaen otros colores como AllWISE (W 1 − W 2) (Montes et al. 2012, 2016 y Alonso-Floriano et al., in prep.). As´ı,se espera que toda esta informaci´onpueda ser aplicada a la base de datos de CARMENES, Carmencita, con el objetivo de poder estudiar la relaci´onentre la metalicidad y la presencia de planetas de diferentes tipos en este rango de masas (estrellas M) y comprobar si se comporta de igual manera que en las estrellas mas masivas (FGK).

24 Agradecimientos

La realizaci´onde este Trabajo Fin de M´asterno hubiera sido posible sin el apoyo de algunas personas que me gustar´ıa mencionar a continuaci´on. En primer lugar, agradecer a mis dos tutores, los doctores David Montes y Jos´eAntonio Caballero, la dedicaci´onque me han brindado. A pesar de lo apretado de sus agendas, siempre han hecho un hueco para atender y resolver mis dudas. A David Montes, por haberme proporcionado las referencias necesarias para realizar este trabajo y por la confianza depositada en m´ıa la hora de incluir mis gr´aficasen sus p´osters. Es un orgullo ver mi nombre publicado al lado de algunos de los astrof´ısicosm´asprestigiosos del mundo. A Jos´eAntonio Caballero, por haberme ense˜nado la investigaci´onde verdad, por mostrarme el trabajo que hay detr´asde ella, por las horas y horas reunidos en un peque˜nodespacho de la UCM observando sistemas en Aladin... incluso por las charlas de m´usicaque ten´ıamosen los descansos. Quiero tambi´enmostrar toda mi gratitud al grupo de investigaci´onde la UCM dedicado a CARMENES, en especial a Miriam, Hugo y Javier. Aparte de acogerme en su lugar de trabajo, siempre se han mostrado abiertos y dispuestos a ayudarme con mis dudas. Gracias por ense˜narmela importancia del trabajo en equipo. Menci´onespecial para Javier, el cual ha sido una de las ”columnas” sobre las que se apoya este trabajo. Nunca tuve ning´unproblema en entrar en su despacho y preguntarle sobre tal o cual sistema. El´ ha sido el enlace entre el mundo real y el de la investigaci´on, aconsej´andomey escuch´andomesiempre que lo he necesitado. Por extensi´on,gracias al consorcio CARMENES y a algunos nombres que reconocer´eall´apor donde vaya (Andreas Quirrenbach, Pedro J. Amado...) por su labor cient´ıfica. Espero que vuestra investigaci´onobtenga resultados que supongan un salto cualitativo en el conocimiento de la Astrof´ısicaplanetaria. Ha sido un placer formar parte, aunque s´olohayan sido unos meses, de algo tan importante como CARMENES.

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28 Ap´endices

A Figuras

A continuaci´onse adjuntan las figuras adicionales que no se han incluido en el texto por falta de espacio. En primer lugar, se presentan gr´aficasde comparaci´onde movimientos propios pertenecientes a las muestras inicial y final. A continuaci´on,se muestran las comparaciones de las metalicidades espectrosc´opicas[Fe/H]∗ con las calculadas a partir de las calibraciones de Rojas-Ayala et al. (2012), Terrien et al. (2012) y Newton et al. (2014), respectivamente. Por ´ultimo,se adjunta la traza de isometalicidad utilizada para la elaboraci´onde la calibraci´onfotom´etrica.

Figura A.1: Movimientos propios en ascensi´onrecta de la primaria frente a los de la secundaria para la muestra inicial. Promedio de error en el eje X=1.18 mas a−1. Promedio de error en el eje Y=6.00 mas a−1.

Figura A.2: Movimientos propios en declinaci´onde la primaria frente a los de la secundaria para la muestra inicial. Promedio de error en el eje X=0.95 mas a−1. Promedio de error en el eje Y=5.94 mas a−1.

29 Figura A.3: Movimientos propios en ascensi´onrecta de la primaria frente a los de la secundaria para la muestra final. Promedio de error en el eje X=1.23 mas a−1. Promedio de error en el eje Y=6.18 mas a−1.

Figura A.4: Movimientos propios en declinaci´onde la primaria frente a los de la secundaria para la muestra final. Promedio de error en el eje X=0.97 mas a−1. Promedio de error en el eje Y=6.15 mas a−1.

30 Figura A.5: Diferencia de movimientos propios totales de la componente primaria y secundaria frente al movimiento propio total de la primaria para la muestra inicial. Promedio de error en el eje X=1.07 mas a−1. Promedio de error en el eje Y=6.21 mas a−1.

Figura A.6: Diferencia de movimientos propios totales de la componente primaria y secundaria frente al movimiento propio total de la primaria para la muestra final. Promedio de error en el eje X=1.10 mas a−1. Promedio de error en el eje Y=6.41 mas a−1. Notese la diferencia de escala en el eje vertical

31 Figura A.7: Metalicidades espectrosc´opicascalculadas a partir de la calibraci´onde Rojas-Ayala et al. (2012) frente a las metalicidades [Fe/H]∗.

Figura A.8: Metalicidades espectrosc´opicascalculadas a partir de la calibraci´onde Terrien et al. (2012) frente a las metalici- dades [Fe/H]∗.

32 Figura A.9: Metalicidades espectrosc´opicascalculadas a partir de la calibraci´onde Newton et al. (2014) frente a las metalici- dades [Fe/H]∗.

Figura A.10: Secundarias con metalicidad solar en 2σ y la traza de isometalicidad (l´ınearoja).

33 B Tablas

A continuaci´onse adjuntan las tablas adicionales que no se han incluido en el texto por falta de espacio. En primer lugar, se muestra la muestra inicial de sistemas que se han estudiado en este TFM. Le siguen las tablas de astrometr´ıa y cinem´atica(informaci´onsobre paralajes, movimientos propios...) y fotometr´ıa.A continuaci´on, la tabla con los pares desechados y una breve explicaci´on,para pasar a las tablas con la informaci´onespectrosc´opica(Muestras 1 y 2) y fotom´etricautilizada para los c´alculos.Las ´ultimasdos tablas corresponden a las metalicidades, tanto espectrosc´opicas como fotom´etricas,determinadas en este trabajo.

Tabla B.1: Muestra inicial de pares.

Identificador C´odigo a ρ θ Nombre b α δ Tipo WDS descubridor [arcsec] [deg] Simbad (J2000) (J2000) espectral

00153+5304 G 217-41 00:15:14.8 +53:04:27 K3 GIC 5 18.8 355 G 217-40 00:15:14.6 +53:04:46 M2.5V 00385+4300 BD+42 126 00:38:29.2 +43:00:00 G5 LDS 5176 53.1 125 LP 193-345 00:38:33.2 +42:59:30 M0.5V 00452+0015 HD 4271 A 00:45:11.0 +00:15:12 F8 LDS 836 55.4 45 HD 4271 B 00:45:13.6 +00:15:51 M4.0V 00467-0426 HD 4449 00:46:40.5 -04:25:37 G5V LDS 9100 66.9 40 LP 646-9 00:46:43.4 -04:24:46 M4.0V 00491+5749 η Cas A 00:49:05.1 +57:48:59 G0V STF 60 12.8 324 η Cas B 00:49:05.2 +57:49:04 K7V 01055+1526 HD 6440 A 01:05:29.9 +15:23:24 K3.5V STF 87 6.1 203 HD 6440 B 01:05:29.8 +15:23:18 K7V 01076+2257 HD 6660 A 01:07:37.9 +22:57:19 K4V LDS 9112 9.5 73 HD 6660 B 01:07:38.5 +22:57:22 M3.5V 01187-0052 HD 7895 A 01:18:41.1 -00:52:03 K1V HJ 5453 27.9 208 HD 7895 B 01:18:40.2 -00:52:28 K7V 01215+3120 EN Psc 01:21:28.2 +31:20:29 K2V LDS 1096 10.2 291 BD+30 206 B 01:21:27.4 +31:20:33 M3.5V 01226+1245 BD+12 168 A 01:22:36.6 +12:45:04 K3V BU 1360 5.8 23 BD+12 168 B 01:22:36.7 +12:45:09 K7V 01230-1258 HD 8389 A 01:23:02.6 -12:57:58 K0V GAL 307 40.5 313 HD 8389 B 01:23:00.6 -12:57:30 M0.0V 01340-0141 BD-02 247 01:34:02.1 -01:41:10 G0 SKF 296 431.9 21 LP 588-9 01:34:12.4 -01:34:26 M1.0V 01450-0104 BD-01 237 01:44:59.1 -01:03:31 K0 LDS 9123 41.4 311 LP 588-44 01:44:57.0 -01:03:04 M2.0 01572-1015 HD 11964 A 01:57:09.6 -10:14:33 G9V GAL 315 29.6 134 HD 11964 B 01:57:11.0 -10:14:53 M0.0V 02290-1959 HD 15468 A 02:29:01.7 -19:58:45 K4.5V UC 744 474.5 242 HD 15468 C 02:28:31.9 -20:02:27 M2.5V 02291+2252 BD+22 353 A 02:29:07.3 +22:52:05 K7V HU 603 6.0 231 BD+22 353 B 02:29:07.0 +22:52:01 K7V 02361+0653 HD 16160 02:36:04.9 +06:53:13 K3V PLQ 32 164.6 109 BX Cet 02:36:15.4 +06:52:19 M4.0V 02442+4914 θ Per A 02:44:12.0 +49:13:42 F8V STF 296 20.7 305 θ Per B 02:44:10.3 +49:13:54 M1.5V

34 02482+2704 BC Ari 02:48:09.1 +27:04:07 K1V LDS 1138 20.0 23 LP 354-414 02:48:09.7 +27:04:26 M5V 02556+2652 HD 18143 A 02:55:39.1 +26:52:24 K2IV LDS 883 43.9 266 HD 18143 C 02:55:35.8 +26:52:21 M4.0V 03042+6142 HD 18757 03:04:09.6 +61:42:21 G1.5V LDS 9142 263.2 66 G 246-22 03:04:43.4 +61:44:10 M3.0V 03078+2533 HD 19381 A 03:07:50.5 +25:33:07 F8 TOK 234 124.1 122 HD 19381 B 03:07:58.3 +25:32:02 M3.5V 03150+0101 BD+00 549 A 03:15:04.8 +01:02:15 G5 GIC 39 78.3 313 BD+00 549 B 03:15:00.9 +01:03:08 M0.5V 03203+0902 HD 20727 A 03:20:37.0 +09:02:01 G0 GIC 40 81.7 84 HD 20727 B 03:20:42.5 +09:02:10 M4.0V 03321+4340 HD 21727 A 03:32:05.1 +43:40:12 G5 LDS 9155 14.7 137 HD 21727 B 03:32:05.9 +43:40:01 K7V 03332+4615 V577 Per 03:33:13.5 +46:15:27 K2 ES 560 9.6 142 HD 21845 B 03:33:14.0 +46:15:19 M0.0V 03356+4253 HD 22122 03:35:35.8 +42:53:15 F8 LDS 9156 82.4 284 Wolf 191 03:35:28.5 +42:53:35 M0.5V 03396+1823 HD 22694 03:39:33.6 +18:23:06 G5 LDS 9159 255.0 176 Wolf 209 03:39:34.9 +18:18:52 M1.5V 03398+3328 HD 278874 A 03:39:49.0 +33:28:24 K2 ES 327 15.6 294 HD 278874 B 03:39:47.9 +33:28:30 M3.0V 03480+4032 HD 23596 03:48:00.4 +40:31:50 F8 TOK 240 70.8 63 UCAC4 653-017808 03:48:05.9 +40:32:23 M1.5V 03520+3947 HD 275867 03:52:00.3 +39:47:44 K2 GRV 197 53.8 208 TYC 2868-639-1 03:51:58.1 +39:46:57 M0.0V 03556+5214 HD 24421 03:55:37.1 +52:13:37 F8V LEP 16 52.8 358 LSPM J0355+5214 03:55:36.9 +52:14:29 M2.5V 03566+5042 43 Per 03:56:36.5 +50:41:43 F5V S 440 75.5 31 BD+50 860 B 03:56:40.6 +50:42:48 K7V 03575-0110 HD 24916 A 03:57:28.7 -01:09:34 K4V BU 543 11.0 15 HD 24916 B 03:57:28.9 -01:09:23 M2.5V 04153-0736 o02 Eri A 04:15:16.3 -07:39:10 K0.5V STF 518 77.3 97 o02 Eri C 04:15:21.7 -07:39:17 M4.5V 04252+2545 HD 27887 A 04:25:10.8 +25:44:57 F5 TOK 247 42.9 271 HD 27887 B 04:25:07.6 +25:44:58 M2.0V 04359+1631 Aldebar´anA 04:35:55.2 +16:30:33 K5III BU 550 31.0 114 Aldebar´anB 04:35:57.2 +16:30:22 M3.0V 04397+0952 HD 286955 04:39:42.6 +09:52:19 K2 GIC 51 34.2 164 BD+09 621 B 04:39:43.3 +09:51:47 M3.0V 04429+1843 HD 29836 A 04:42:51.7 +18:43:14 G5 LDS2266 141.2 102 HD 285970 B 04:43:01.4 +18:42:42 K5V 04559+0440 HD 31412 A 04:55:55.9 +04:40:14 F9.5V LDS9181 21.7 277 HD 31412 B 04:55:54.5 +04:40:16 M2.0V 05003+2508 HD 31867 A 05:00:17.5 +25:08:11 G2V TOK 253 34.0 127 HD 31867 B 05:00:19.5 +25:07:51 M1.0V

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40 18161+6839 BD+68 986 18:16:04.0 +68:38:55 G5 LDS1464 110.2 32 LHS 6332 18:16:14.8 +68:40:28 M1.5V 18292+1142 HD 170469 18:29:11.0 +11:41:44 G5 TOK 321 43.1 113 J18290408+1140523 18:29:13.7 +11:41:27 K5.0V 18333+2219 HD 171314 A 18:33:17.8 +22:18:51 K4V LEP 89 49.4 302 HD 171314 B 18:33:14.8 +22:19:18 M4.5V 18409+3132 BD+31 3330 A 18:40:54.9 +31:31:59 K2.5V HJ 1337 9.3 154 BD+31 3330 B 18:40:55.2 +31:31:52 M1.0V 19321-1116 HD 183870 A 19:32:06.7 -11:16:30 K2V TOK 333 280.5 174 HD 183870 B 19:32:08.1 -11:19:57 M3.5V 19510+1025 o Aql A 19:51:01.6 +10:24:57 F8V J 124 22.0 220 o Aql C 19:51:00.7 +10:24:40 M0.0V 19510+1025 J 124 20.6 253 o Aql B 19:51:00.6 +10:24:48 M3.5V 19553+0624 β Aql A 19:55:18.8 +06:24:24 G9.5IV STT 532 13.6 359 β Aql B 19:55:18.8 +06:24:37 M2.5V 20007+2243 HD 189733 20:00:43.7 +22:42:39 K0V BAK 1 11.4 243 J20004297+2242342 20:00:43.0 +22:42:34 M 20036+2954 HD 190360 A 20:03:37.4 +29:53:48 G7IV LDS6339 178.2 232 HD 190360 B 20:03:26.5 +29:52:00 M4.5V 20111+1611 HD 191785 A 20:11:06.1 +16:11:17 K0V ENG 71 212.0 148 HD 191785 B 20:11:13.3 +16:11:07 M4.0V 20124-1237 ξ Cap 20:12:25.9 -12:37:03 F7V BUP 206 87.6 271 BD-13 5608 B 20:12:20.3 -12:37:06 K5V 20169+5017 HD 193216 20:16:54.5 +50:16:43 G5 GIC 155 105.9 287 BD+49 3245 G 20:16:44.0 +50:17:14 M2.5V 20408+1956 HD 197076 A 20:40:45.1 +19:56:08 G5V LDS1045 125.1 184 HD 197076 B 20:40:44.5 +19:54:03 M2.5V 20462+3358  Cyg A 20:46:12.7 +33:58:13 K0III LEP 96 93.4 271  Cyg C 20:46:05.3 +33:58:12 M4V 20473+1052 BD+10 4379 20:47:16.8 +10:51:37 K2 LEP 97 15.2 350 J20471669+1051506 20:47:16.7 +10:51:51 K5V 20599+4016 HD 200077 20:59:55.3 +40:15:32 F8 LEP 98 1212.8 259 G 210-44 20:58:11.5 +40:11:29 K7V 21324-2058 HD 204941 21:32:23.5 -20:57:27 K2V LDS6354 56.6 219 LP 873-74 21:32:21.0 -20:58:10 M0.5V 21519+4221 HD 207966 A 21:51:52.9 +42:20:38 G8 HO 172 10.6 82 HD 207966 B 21:51:53.9 +42:20:39 M0.5V 21546-0318 HD 208177 21:54:35.9 -03:18:05 F5IV STF2838 15.7 182 BD-03 5329 B 21:54:35.6 -03:18:18 m0: TOK 349 144.0 102 PM I21547-0318 21:54:45.3 -03:18:34 M3.5V 21575+2856 BD+28 4248 21:57:30.8 +28:56:13 G5V LEP 104 84.9 189 J21572970+2854494 21:57:29.7 +28:54:50 M1.5V 22066+4323 BD+42 4301 22:06:36.6 +43:22:33 G0 BVD 273 21.3 296 J22063482+4322423 22:06:34.8 +43:22:42 M3.5V 22090-1754 HD 210190 22:08:58.7 -17:53:40 K0V LDS6379 353.8 350 LP 819-37 22:08:54.2 -17:47:52 M2.5V 22159+5440 V447 Lac 22:15:54.1 +54:40:22 K1V GIC 177 77.2 107 HD 211472 B 22:16:02.6 +54:40:00 M4.0V

41 22311+4509 HD 213519 A 22:31:05.7 +45:08:42 G5 LEP 108 62.5 8 HD 213519 B 22:31:06.5 +45:09:44 M3 22467+1210 ξ Peg A 22:46:41.6 +12:10:22 F6V HJ 301 11.1 94 ξ Peg B 22:46:42.3 +12:10:21 M1.5 22524+0950 σ Peg A 22:52:24.1 +09:50:08 F6V LDS 6388 249.9 20 σ Peg B 22:52:29.8 +09:54:04 M3.0V 22589+6902 BD+68 1345 A 22:58:53.8 +69:01:50 K0V GIC 186 21.6 233 BD+68 1345 B 22:58:50.6 +69:01:37 M3.0V 23026+2948 BD+29 4841 23:02:34.6 +29:48:18 K0V TOK 352 45.2 249 J23023133+2948016 23:02:31.3 +29:48:02 M3.0V 23104+4901 HD 218790 23:10:21.3 +49:01:06 G0 STF2987 4.4 150 BD+48 3952 B 23:10:21.5 +49:01:03 K5.0V 23194+7900 V368 Cep A 23:19:26.6 +79:00:13 G9V LDS2035 10.8 214 V368 Cep B 23:19:24.5 +79:00:04 M3.5V LAF 72 6.1 359 NLTT 56725 23:22:53.9 +78:47:39 M5.0V 23235+4548 HD 220445 23:23:28.8 +45:47:36 K0 STF3010 25.4 132 BD+44 4400 23:23:30.7 +45:47:19 K5V 23266+4520 HD 220821 23:26:40.6 +45:20:17 G0 GIC 192 57.4 353 BD+44 4419 B 23:26:39.6 +45:21:14 MIII 23355+3101 HD 221830 A 23:35:28.9 +31:01:02 F9V LDS6405 8.0 114 HD 221830 B 23:35:29.5 +31:00:59 M2.5V 23419-0559 HD 222582 A 23:41:51.5 -05:59:09 G5 LDS5112 109.5 300 HD 222582 B 23:41:45.2 -05:58:15 M4.5V 23536+1207 HIP 117809 23:53:35.5 +12:06:22 K4 VYS 11 5.7 164 J23533563+1206167 23:53:35.6 +12:06:17 M2.5V 23556+0042 HD 224157 23:55:36.0 +00:41:45 K0 LEP 116 13.0 253 J23553521+0041412 23:55:35.0 +00:41:41 M1.5V 23581+2420 BD+23 4830 C 23:58:01.2 +24:20:22 G0 23581+2420 BD+23 4830 B 23:58:03.4 +24:20:33 G0 23581+2420 HD 224459 23:58:03.9 +24:20:28 G5 ...... G 131-6 23:58:30.2 +24:12:04 K7V LEP 118 619.0 144 G 131-5 23:58:29.3 +24:12:02 M3 23595+4436 BD+43 4596 23:59:29.9 +44:36:07 K0 ES 1356 2.3 113 J23593035+4436055 23:59:30.4 +44:36:06 M3.5 a Referencias de c´odigo de descubridor – BAK: Bakos, G.A.; BKO: Berko, E.; BU: Burnham, S.W.; BVD: Benavides, R; CAB: Caballero, J.A.; COU: Couteau, P.; DAM: Damm, F.; DON: Donner, H.F.; EIS: Eisenbeiss, T.; ENG: Engelmann, R; ES: Espin, T.E.; GAL: Gallo, J; GIC: Giclas et al.; GJ: Gliese, W. & Jahreiss, H.; GRV: Greaves, J.; GWP: Garraf Wide Pairs; H: Herschel, W.; HJ: Herschel, J.F.W; HO: Hough, G.W.; HU: Hussey, W.J.; HZG: Hertzsprung, E.; J: Jonckheere, R.; JNN: Janson, M.; KUI: Kuiper, G.P.; LAF: Lafreniere, D.; LDS: Luyten, W. J.; LEP: Lepine, S. et al.; LMP: Lampens, P.; PLQ: Paloque, E.; RAG: Raghavan, D. et al.; S: South, J.; SKF: Skiff, B.A; SLE: Soulie, G.; STF: Struve, F. J. W.; STN: Stone, O.; STT: Struve, O; TOK: Tokovinin, A.A.; UC: USNO CCD Astrographic Catalog (UCAC1, UCAC2, UCAC3, UCAC4); VBS:Van Biesbroeck, G. b Las estrellas con nombre en formato JXXXXXXXX±XXXXXXX son estrellas del cat´alogo2MASS (Skrutskie et al. 2006).

42 Tabla B.2: Astrometr´ıade la muestra inicial.

a b ∆µα cos δ ∆µδ ∆µ Identificador Nombre π d µα cos δ µδ µ µα cos δ µδ µA WDS Simbad [mas] [pc] [mas a−1] [mas a−1] [mas a−1]

00153+5304 G 217-41 10.7±2.3 [10] 94±20 224.2±1.9 [14] 46.3±1.6 228.9±1.9 0.011 0.051 0.014 G 217-40 12.2±2.1 [2] 82±14 226.6±7.0 [16] 44.0±2.7 230.8±6.9 00385+4300 BD+42 126 20.2±1.8 [10] 49.6±4.3 187.2±1.1 [14] -81.83±0.93 204.3±1.1 0.036 0.035 0.036 LP 193-345 19.9±1.9 [2] 50.4±4.7 194.0±8.0 [16] -79.0±8.0 209.5±8.0 00452+0015 HD 4271 A 24.17±0.55 [10] 41.37±0.94 266.23±0.55 [14] -51.30±0.37 271.13±0.54 0.25 0.22 0.22 HD 4271 B 24.27±0.88 [2] 41.2±1.5 207.0±8.0 [16] -41.0±8.0 211.0±8.0 00467-0426 HD 4449 34.77±2.73 [10] 28.8±2.3 29.1±2.4 [14] -269.7±1.6 271.2±1.6 0.33 0.031 0.043 LP 646-9 35.7±2.7 [2] 28.0±2.1 20.9±8.0 [16] -261.4±8.0 262.2±8.0 00491+5749 η Cas A 167.98±0.48 [10] 5.953±0.017 1133.9±8.2 [9] -539.2±7.5 1255.9±8.0 0.026 0.088 0.043 η Cas B 168.0 [8] 6.0 1104.7±2.5 [16] -493.3±2.5 1209.8±2.5 01055+1526 HD 6440 A 37.8±1.4 [10] 26.4±1.0 8.5±1.2 [5] -196.4±1.2 196.6±1.2 0.28 0.0020 0.011 HD 6440 B 37.6±2.0 [2] 26.6±1.4 6.4±2.5 [16] -196.8±2.5 196.9±2.5 43 01076+2257 HD 6660 A 47.50±0.94 [1] 21.05±0.41 86±22 [16] -483.2±8.9 490.8±9.5 0.17 0.018 0.0372 HD 6660 B 48.2±1.1 [2] 20.75±0.46 102.0±8.0 [16] -492.0±8.0 502.5±8.0 01187-0052 HD 7895 A 37.75±0.95 [10] 26.49±0.67 431.64±0.97 [14] -251.09±0.90 499.36±0.95 0.0052 0.029 0.016 HD 7895 B 36.2±1.0 [2] 27.65±0.76 429.4±2.4 [16] -258.6±3.8 501.3±2.8 01215+3120 EN Psc 35.9±1.2 [10] 27.85±0.91 530.5±1.6 [14] -93.77±0.94 538.7±1.5 0.010 0.25 0.050 BD+30 206 B 34.8±1.3 [2] 28.8±1.0 536.0 [4] -120.0 549.3 01226+1245 BD+12 168 A 21.5±1.7 [1] 46.43±3.3 400.1±1.5 [5] 8.4±1.4 400.2±1.5 0.0080 0.11 0.0084 BD+12 168 B ...... 403.3±2.0 [15] 9.4±1.3 403.4±2.0 01230-1258 HD 8389 A 32.78±0.78 [10] 30.51±0.73 462.30±0.81 [14] -26.36±0.41 463.05±0.81 0.0032 0.30 0.020 HD 8389 B 33.09±0.99 [2] 30.22±0.90 460.8±8.0 [16] -35.5±8.0 462.2±8.0 01340-0141 BD-02 247 13.6±1.9 [10] 73±10 172.2±2.3 [14] -149.6±1.3 228.1±2.0 0.010 0.0092 0.0099 LP 588-9 13.0±1.7 [2] 77±10 174.0±8.0 [16] -151.0±8.0 230.4±8.0 01450-0104 BD-01 237 17.6±1.5 [10] 57.0±4.8 206.3±1.4 [14] -55.9±1.0 213.7±1.4 0.016 0.13 0.034 LP 588-44 16.7±1.4 [2] 60.1±4.9 203.1±8.0 [16] -49.2±8.0 209.0±8.0 01572-1015 HD 11964 A 30.44±0.60 [10] 32.85±0.65 -366.23±0.49 [14] -242.39±0.49 439.18±0.49 0.0021 0.00087 0.0018 HD 11964 B 29.43±0.91 [2] 34.0±1.1 -367.0±8.0 [16] -242.6±8.0 439.9±8.0 02290-1959 HD 15468 A 51.2±1.3 [10] 19.55±0.51 614.0±1.0 [14] 189.1±1.1 642.5±1.0 0.025 0.20 0.070 HD 15468 C 51.6±1.3 [10] 19.38±0.50 599.0±8.0 [16] 231.8±8.0 642.3±8.0 02291+2252 BD+22 353 A 17.1±1.7 [1] 58.5±6.5 180.5±2.8 [16] -213.7±2.8 279.7±2.8 0.0083 0.016 0.013 BD+22 353 B ...... 179.0±2.5 [15] -210.3±2.5 276.2±2.5 02361+0653 HD 16160 139.27±0.45 [10] 7.18±0.023 1807.78±0.89 [14] 1444.02±0.40 2313.71±0.74 0.0029 0.0021 0.0026 BX Cet 139.27±0.45 [10] 7.180±0.023 1813.0±8.0 [16] 1447.0±8.0 2319.7±8.0 02442+4914 θ Per 89.87±0.22 [10] 11.127±0.027 334.66±0.17 [14] -89.99±0.17 346.55±0.17 0.0020 0.00011 0.0019 θ Per B 89.87±0.22 [10] 11.127±0.027 330 [4] -90 346 02482+2704 BC Ari 40.6±1.3 [10] 24.64±0.78 266.6±1.3 [14] -124.97±0.77 294.4±1.2 0.031 0.016 0.029 LP 354-414 44.7±1.2 [2] 22.37±0.58 275.0±8.0 [16] -123.0±8.0 301.3±8.0 02556+2652 HD 18143 A 42.57±0.84 [10] 23.49±0.46 264.8±1.2 [14] -193.91±0.76 328.2±1.0 0.020 0.0042 0.016 HD 18143 C 42.57±0.84 [10] 23.49±0.46 270.0±8.0 [16] -193.1±8.0 331.9±8.0 03042+6142 HD 18757 41.27±0.58 [10] 24.23±0.34 720.57±0.60 [14] -695.55±0.61 1001.50±0.60 0.00087 0.0011 0.00098 G 246-22 41.27±0.58 [10] 24.23±0.34 721.2±4.8 [9] -694.8±4.8 1001.4±4.8 03078+2533 HD 19381 A 15.59±0.98 [10] 64.1±4.0 -8.27±0.98 [14] -98.74±0.81 99.09±0.81 0.021 0.012 0.012 HD 19381 B ...... -8.1±4.7 [16] -97.6±4.6 97.9±4.6 44 03150+0101 BD+00 549 A 12.9±1.9 [10] 78±11 361.9±2.3 [14] 115.1±1.5 379.8±2.2 0.00022 0.0245 0.0076 BD+00 549 B 12.6±1.7 [2] 79±10 362.0±8.0 [16] 118.0±8.0 380.7±8.0 03203+0902 HD 20727 A 19.4±1.3 [10] 51.7±3.4 286.2±1.4 [14] -61.9±1.3 292.8±1.4 0.043 0.18 0.059 HD 20727 B 19.7±1.3 [2] 50.7±3.4 274.0±8.0 [16] -74.0±8.0 283.8±8.0 03321+4340 HD 21727 A 16.5±1.5 [10] 60.8±5.4 298.0±1.4 vL07 -119.3±1.2 321.0±1.3 0.0032 0.0021 0.0031 HD 21727 B ...... 299.0 [3] -119.0 322 03332+4615 V577 Per 29.1±1.0 [10] 34.4±1.2 68.46±0.96 [14] -176.81±0.76 189.60±0.79 0.056 0.025 0.031 HD 21845 B 29.1±1.0 [10] 34.4±1.2 64.7±4.0 [16] -172.4±3.6 184.1±3.7 03356+4253 HD 22122 8.8±4.2 [3] 114±54 149.0±1.0 [5] -154.50±0.90 214.64±0.95 0.055 0.036 0.045 Wolf 191 ...... 141.0±8.0 [16] -149.0±8.0 205.1±8.0 03396+1823 HD 22694 25.6±1.3 [10] 39.0±2.0 187.6±1.6 [14] -194.3±1.4 270.0±1.5 0.058 0.0066 0.039 Wolf 209 27.2±1.4 [2] 36.8±1.9 177.0±8.0 [16] -193.0±8.0 261.9±8.0 03398+3328 HD 278874 A 23.1±1.7 [10] 43.3±3.1 -37.8±1.8 [14] -4.94±1.5 38.1±1.8 0.082 0.93 0.12 HD 278874 B 23.1±1.7 [10] 43.3±3.1 -41±14 [16] -1.8±6.5 41±14 03480+4032 HD 23596 19.83±0.49 [10] 50.4±1.2 53.95±0.48 [14] 21.12±0.42 57.94±0.47 0.18 0.094 0.19 UCAC4 653-017808 ...... 64.5±2.2 [16] 23.2±2.7 68.5±2.3 03520+3947 HD 275867 29.8±1.3 [10] 33.6±1.5 32.1±1.4 [14] -52.1±1.2 61.2±1.2 0.86 0.16 0.35 TYC 2868-639-1 29.8±1.3 [10] 33.5±1.5 12.8±5.2 -61.1±4.8 62.4±4.8 03556+5214 HD 24421 26.38±0.54 [10] 37.91±0.78 -119.17±0.73 [14] 108.36±0.58 161.07±0.67 0.020 0.037 0.030 LSPM J0355+5214 ...... -121.6±4.0 [16] 112.5±3.9 165.7±4.0 03566+5042 43 Per 26.71±0.87 [10] 37.4±1.2 92.0±1.1 [10] -128.47±0.93 158.0±1.0 0.022 0.0044 0.013 BD+50 860 B ...... 90.0±3.0 [5] -127.9±2.7 156.4±2.8 03575-0110 HD 24916 A 64.4±1.1 [10] 15.53±0.26 -186.0±1.4 [14] -142.9±1.6 234.5±1.4 0.020 0.030 0.022 HD 24916 B 64.4±1.1 [10] 15.52±0.26 -182.4±8.0 [16] -139.1±4.0 229.39±6.8 04153-0736 o02 Eri A 200.60±0.23 [10] 4.9850±0.0057 -2240.12±0.23 [14] -3420.27±0.20 4088.57±0.21 0.00037 0.00011 0.00022 o02 Eri C 200.62±0.23 [10] 4.9850±0.0057 -2239.3±8.0 [10] -3419.9±7.0 4087.8±7.3 04252+2545 HD 27887 A 15.59±0.95 [10] 64.1±3.9 57.21±0.97 [14] -25.90±0.86 62.80±0.95 0.18 0.11 0.16 HD 27887 B ...... 47.6±5.2 [9] -23.3±5.2 53.0±5.2 04359+1631 Aldebar´anA 48.94±0.77 [10] 20.43±0.32 63.45±0.84 [14] -188.94±0.65 199.31±0.67 0.010 0.0024 0.0040 Aldebar´anB ...... 63 [6] -190 200 04397+0952 HD 286955 32.7±1.5 [10] 30.6±1.4 -12.2±1.7 [14] -374.7±1.3 374.9±1.3 0.84 0.043 0.063 BD+09 621 B 35.2±1.8 [2] 28.4±1.5 -30.0±8.0 [16] -359.0±8.0 360.3±8.0 45 04429+1843 HD 29836 A 22.99±0.86 [10] 43.5±1.6 102.4±1.3 [14] -92.46±0.83 137.9±1.1 0.012 0.0068 0.0098 HD 285970 B 21.1±2.6 [10] 47.3±5.8 101.2±3.4 [14] -91.8±2.3 136.6±2.9 04559+0440 HD 31412 A 28.64±0.57 [10] 34.92±0.69 136.12±0.63 [14] -183.19±0.32 228.22±0.46 0.00088 0.0098 0.0079 HD 31412 B 28.64±0.57 [10] 34.92±0.69 136.0±8.0 [16] -185.0±8.0 229.6±8.0 05003+2508 HD 31867 A 26.2±1.2 [10] 38.2±1.7 63.1±1.3 [14] 4.37±0.80 63.3±1.3 0.086 0.11 0.090 HD 31867 B ...... 68.8±5.9 [16] 4.9±5.9 69.0±5.9 05067+5136 9 Aur A 38.04±0.34 [10] 26.29±0.23 -29.9±1.0 [5] -174.7±1.1 177.2±1.1 0.11 0.021 0.027 9 Aur C ...... -26.9±0.9 [16] -171.0±1.0 173.1±1.0 05189-2124 HD 34751 A 50.3±1.3 [10] 19.89±0.53 -138.6±1.2 [14] -39.6±1.3 144.1±1.2 0.0060 0.013 0.0068 HD 34751 B ...... -139.4±1.8 [15] -39.1±2.0 144.8±1.8 05264+0351 HD 35638 15.8±1.0 [10] 63.4±4.0 51.78±0.90 [14] 37.41±0.49 63.88±0.78 0.051 0.044 0.048 J05262029+0351111 ...... 49.2±4.0 [9] 39.1±4.0 62.8±4.0 05289+1233 HD 35956 35.50±0.95 [10] 28.17±0.75 80.2±1.0 [14] -218.45±0.52 232.71±0.61 0.15 0.035 0.064 HD 35956 B 34.55±0.88 [2] 28.94±0.74 93.0±8.0 [16] -211.0±8.0 230.6±8.0 05413+5329 V538 Aur 81.45±0.54 [10] 12.28±0.081 1.82±0.48 [14] -523.99±0.31 523.99±0.31 0.55 0.013 0.013 HD 233153 B 81.45±0.54 [10] 12.280±0.081 3.2±8.0 [16] -517.3±8.0 517.3±8.0 05427+0241 HD 38014 30.3±1.1 [10] 33.0±1.2 250.6±1.5 [10] -527.73±0.90 584.2±1.0 0.022 0.0033 0.0010 G 99-27 31.9±1.3 [2] 31.3±1.3 245.0 [16] -526.0 580.3 05445-2227 AK Lep ...... -304.4±1.0 [5] -352.2±1.0 465.5±1.0 0.25 0.49 0.51 γ Lep 111.49±0.60 [10] 8.969±0.048 -291.67±0.14 [14] -368.97±0.15 470.33±0.15 0.21 0.45 0.46 LHS 1781 ...... -237.0±8.0 [16] -580.6±8.0 627.1±8.0 05466+0110 HD 38529 A 25.46±0.40 [10] 39.30±0.62 -79.12±0.48 [14] -141.84±0.35 162.41±0.38 0.18 0.043 0.089 HD 38529 B ...... -66.0±8.0 [16] -148.0±8.0 162.0±8.0 05584-0439 HD 40397 42.46±0.63 [10] 23.55±0.35 70.52±0.69 [14] -203.16±0.37 215.05±0.42 0.11 0.057 0.068 LP 659-4 43.10±0.93 [2] 23.20±0.50 79.0±8.0 [16] -215.0±8.0 229.1±8.0 06066+0431 Ross 413 18.8±3.2 [10] 53.3±9.1 152.7±3.3 [14] -789.9±2.2 804.6±2.2 0.015 0.00088 0.0028 G 106-26 17.0±2.6 [2] 58.8±8.9 155.0±8.0 [16] -790.0±8.0 805.1±8.0 06173+0506 HD 43587 A 51.95±0.40 [10] 19.24±0.15 -187.72±0.37 [14] 170.69±0.28 253.72±0.33 0.053 0.040 0.048 HD 43587 B 51.95±0.40 [10] 19.25±0.15 -198.0±8.0 [16] 164.0±8.0 257.1±8.0 06314-0134 HD 291763 17.6±1.7 [10] 56.8±5.6 -246.2±1.5 [14] -342.3±1.4 421.6±1.4 0.022 0.019 0.020 LHS 6107 18.1±1.9 [2] 55.2±5.8 -251.6±8.0 [16] -335.9±8.0 419.7±8.0 06319+0039 HD 291725 11.3±1.1 [10] 88.6±8.7 -233.30±0.97 [14] -76.81±0.83 245.62±0.96 0.0073 0.0116 0.0077 46 G 106-52 ...... -235.0±8.0 [16] -76.0±8.0 247.0±8.0 06332+0528 HD 46375 A 28.72±0.89 [10] 34.8±1.1 111.96±0.88 [14] -97.17±0.88 148.27±0.88 0.0021 0.0054 0.0039 HD 46375 B ...... 112.2±1.3 [9∗] -97.7±1.3 148.8±1.3 06368+3751 BD+37 1545 13.9±1.4 [10] 72.1±7.3 -59.8±1.5 [14] -227.3±1.0 235.1±1.0 0.30 0.024 0.071 J06364322+3751316 ...... -44.0±8.0 [16] -222.0±8.0 226.3±8.0 06461+3233 HD 263175 A 38.1±1.0 [10] 26.24±0.70 -452.6±1.4 [10] 99.28±0.81 463.4±1.4 0.0030 0.0028 0.0030 HD 263175 B 38.1±1.0 [10] 26.24±0.70 -454.0±8.0 [16] 99.0±8.0 464.7±8.0 06523-0510 HD 50281 A 114.81±0.44 [10] 8.710±0.033 -544.14±0.44 [14] -3.32±0.34 544.15±0.44 0.057 1.1 0.060 HD 50281 B ...... -580 [3∗] -11 580 07041+7514 HD 51067 28.0±1.7 [10] 35.7±2.1 -90.0±1.2 [14] -259.4±1.6 274.5±1.5 0.10 0.057 0.062 HD 51067 B 29.05±2.7 [10] 34.4±3.2 -92.9±2.1 [14] -262.5±2.8 278.4±2.7 0.14 0.069 0.076 LP 16-395 26.9±1.7 [2] 37.2±2.3 -81.0±8.0 [16] -245.0±8.0 258.0±8.0 07058+8337 HD 48974 17.68±0.77 [10] 56.6±2.5 26.21±0.68 [14] -221.8±0.93 223.34±0.93 0.088 0.00090 0.0099 LP 4-248 18.2±0.91 [2] 54.9±2.7 24.0±6.0 [15∗] -222.0±1.0 223.3±1.2 07191+6644 HD 55745 A 18.9±1.0 [10] 53.0±2.9 -84.08±0.58 [14] -152.61±0.73 174.23±0.70 0.0073 0.0058 0.0062 HD 55745 B ...... -84.7±2.5 [16] -153.5±2.5 175.3±2.5 07321-0853 HD 59984 35.82±0.54 [10] 27.92±0.42 -92.03±0.55 [14] -167.86±0.35 191.43±0.41 0.051 0.061 0.060 BD-08 1964 B ...... -96.8±5.4 [17] -178.4±5.4 203.0±5.4 08082+2106 BD+21 1764 A 58.4±2.5 [5] 17.12±0.74 -299.2±1.2 [5] -354.1±1.2 463.6±1.2 0.084 0.012 0.053 BD+21 1764 B 60.1±1.9 [10] 16.64±0.54 -275.2±1.7 [9] -349.9±1.7 445.2±1.7 08082+7155 HD 66171 21.45±0.81 [10] 46.6±1.8 -237.72±0.57 [14] -448.56±0.65 507.7±0.63 0.029 0.0085 0.016 LP 35-148 29.7±6.5 [6] 33.7±7.4 -244.6±3.8 [9] -452.4±3.8 514.3±3.8 08107-1348 18 Pup A 44.68±0.30 [10] 22.38±0.15 -246.81±0.23 [14] 57.76±0.25 253.48±0.23 0.0025 0.031 0.0074 18 Pup B 44.68±0.30 [10] 22.38±0.15 -246.2±6.3 [9∗] 56.0±6.3 252.5±6.3 08110+7955 BD+80 245 5.0±1.1 [10] 201±43 135.50±0.95 [14] -366.3±1.0 390.5±1.0 0.018 0.026 0.026 G 251-53 3.9±1.2 [2] 256±80 138.0±8.0 [16] -376.0±8.0 400.5±8.0 08138+6306 HD 67850 23.19±0.94 [10] 43.1±1.7 143.37±0.86 [14] 113.30±0.84 182.73±0.85 0.0026 0.076 0.045 NLTT 19115 24.5±1.0 [2] 40.8±1.7 143.0±8.0 [16] 105.0±8.0 177.4±8.0 08161+5706 HD 68638 31.01±0.74 [10] 32.25±0.77 -316.40±0.71 [14] -221.99±0.61 386.51±0.68 0.0013 0.027 0.015 G 194-18 32.0±1.1 [2] 31.3±1.0 -316.8±5.8 [16] -216.1±6.8 383.5±6.1 08484+2042 HD 75076 15.48±0.92 [10] 64.6±3.8 -46.1±1.0 [10] -35.14±0.77 57.93±0.94 0.046 0.14 0.096 J08482492+2042188 ...... -44.0±2.9 [16] -40.3±4.1 59.7±3.5 47 08492+0329 HD 75302 32.26±0.71 [10] 31.00±0.68 -146.56±0.81 [10] 60.17±0.48 158.43±0.77 0.017 0.072 0.030 J08490225+0329470 ...... -149.0±8.0 [16] 56.0±8.0 159.2±8.0 08526+2820 ρ Cnc A 81.03±0.75 [10] 12.34±0.11 -485.80±0.97 [14] -234.05±0.68 539.24±0.92 0.039 0.017 0.036 ρ Cnc B 80.00±0.74 [12] 12.50±0.12 -467.0±8.0 [16] -238.0±8.0 524.1±8.0 09008+2347 HD 77052 A 16.8±1.1 [10] 59.7±4.0 38.1±1.3 [10] -151.6±1.3 156.3±1.3 0.019 0.0013 0.0047 HD 77052 B ...... 37.4±4.1 [9] -151.4±4.1 156.0±4.1 09029+0600 BD+06 2091 ...... -149.2±1.6 [5] 111.2±1.6 186.1±1.6 0.035 0.038 0.036 J09025320+0602095 ...... -144.0±8.0 [16] 107.0±8.0 179.4±8.0 09058+5532 HD 77599 20.89±0.8 [10] 47.9±1.8 -214.05±0.83 [14] 2.49±0.67 214.06±0.83 0.014 4.7 0.021 NLTT 20915 20.85±0.97 [2] 48.0±2.2 -217.0±8.0 [16] -1.0±8.0 217.0±8.0 09152+2323 HD 79498 21.69±0.63 [10] 46.1±1.3 -127.94±0.87 [14] -154.95±0.37 200.94±0.62 0.22 0.14 0.16 BD+23 2063 B ...... -103.0±8.0 [16] -135.0±8.0 169.8±8.0 09211+6024 BD+61 1116 21.3±1.5 [10] 47.0±3.2 -205.6±1.4 [14] -153.05±0.99 256.3±1.3 0.016 0.064 0.041 G 235-24 22.9±1.4 [2] 43.7±2.7 -202.4±3.5 [16] -163.1±4.6 259.9±4.0 09245+0621 HD 81212 14.1±1.3 [10] 71.2±6.4 -169.3±1.4 [14] -35.3±1.0 173.0±1.3 0.0079 0.074 0.017 LP 547-41 19.6±1.7 [2] 50.9±4.4 -168.0±8.0 [16] -38.0±8.0 172.2±8.0 09327+2659 DX Leo 56.2±0.60 [10] 17.80±0.19 -147.90±0.60 [14] -246.77±0.33 287.70±0.42 0.099 0.020 0.051 HD 82443 B 56.40±0.90 [6] 17.73±0.28 -134.0±8.0 [16] -242.0±8.0 276.6±8.0 09353-1019 HD 83008 17.2±1.6 [10] 58.3±5.4 -90.3±1.7 [14] -178.64±0.96 200.2±1.1 0.042 0.043 0.041 BD-09 2878 B 12.2±2.9 [10] 82±20 -86.6±2.3 [16] -171.2±1.9 191.9±2.0 09361+3733 HD 82939 A 25.87±0.97 [10] 38.7±1.4 -99.1±1.1 [14] -89.38±0.56 133.42±0.87 0.0038 0.0015 0.0030 MCC 549 25.87±0.97 [10] 38.7±1.4 -99.4±2.5 [14] -89.5±1.4 133.8±2.1 09393+1319 HD 83509 17.54±0.54 [10] 57.0±1.8 -69.23±0.57 [14] 12.29±0.43 70.31±0.57 0.019 0.35 0.056 J09391981+1318118 ...... -67.9±4.0 [9] 8.6±4.0 68.4±4.0 10010+3155 20 LMi A 66.46±0.32 [10] 15.047±0.072 -527.63±0.30 [14] -429.42±0.18 680.29±0.26 0.26 0.27 0.23 20 LMi B ...... -408.0±8.0 [9] -327.0±8.0 523.0±8.0 10172+2306 39 Leo A 43.85±0.36 [1] 22.81±0.19 -414.1±1.0 [16] -97.7±1.0 425.5±1.0 0.0051 0.17 0.043 39 Leo B ...... -410.0 [7] -120.0 430 10306+5559 36 UMa A 78.25±0.28 [10] 12.780±0.046 -176.71±0.22 [14] -33.21±0.18 179.80±0.22 0.023 0.015 0.023 36 UMa B 72.8±9.8 [3] 13.7±1.8 -180.8±1.0 [5] -33.7±1.0 183.9±1.0 10504-1326 BD-12 3277 12.8±1.5 [10] 78.0±8.9 -219.9±1.8 [14] 128.8±1.3 254.8±1.7 0.0014 0.00078 0.0012 LP 731-61 ...... -220.2±8.0 [16] 128.8±8.0 255.1±8.0 48 10507+5148 LZ UMa 38.6±2.2 [10] 25.9±1.5 -189.4±1.8 [14] 30.4±1.4 191.8±1.8 0.011 1.4 0.13 GJ 3628 38.6±2.2 [10] 25.9±1.5 -191.5±3.4 [16] 5.7±8.5 191.6±3.4 10585-1046 BD-10 3166 15.3±3.1 [4] 65±13 -185.5±1.8 [5] -5.2±1.8 185.6±1.8 0.071 1.8 0.51 LP 731-76 ...... -199.1±2.3 [16] -98.5±2.4 222.1±2.3 11047-0413 HH Leo 38.06±0.99 [10] 26.3±0.68 -176.60±0.91 [10] -103.81±0.71 204.85±0.86 0.0079 0.0028 0.0070 HD 96064 B 40.6±1.4 [10] 24.65±0.85 -178.0±1.0 [16] -104.1±1.0 206.2±1.0 11152+7329 HD 97584 A 68.28±0.65 [1] 14.65±0.14 -401.70±0.90 [5] 110.40±0.90 416.59±0.90 0.0052 0.015 0.0065 HD 97584 B 68.1±1.2 [6] 14.68±0.26 -403.8±2.5 [16] 112.1±2.5 419.1±2.5 11214-2027 SZ Crt 76.0±1.3 [10] 13.2±0.22 177.2±1.2 [14] -115.74±0.87 211.6±1.1 0.0076 0.0047 0.0069 HD 98712 B 76.0±1.3 [10] 13.16±0.22 178.5±8.0 [16] -115.2±8.0 212.4±8.0 11218+1811 HD 98736 32.21±0.91 [10] 31.05±0.88 -149.9±1.3 [14] -92.98±0.86 176.4±1.2 0.0081 0.029 0.017 BD+19 2443 B ...... -151.1±2.5 [16] -95.7±2.5 178.9±2.5 11378+4150 BD+42 2230 A 12.3±1.8 [10] 81±12 59.0±1.2 [14] -193.5±1.4 202.3±1.4 0.052 0.0614 0.059 BD+42 2230 B 12.4±1.8 [2] 80±12 56.0±8.0 [16] -182.0±8.0 190.4±8.0 11403+0931 BD+10 2321 23.0±1.9 [10] 43.4±3.5 -148.2±1.8 [14] -94.3±1.4 175.7±1.7 0.036 0.036 0.035 LP 493-31 23.0±1.6 [2] 43.5±3.0 -143.0±8.0 [16] -91.0±8.0 169.5±8.0 11455+4740 HD 102158 20.29±0.70 [10] 49.3±1.7 -591.10±0.58 [14] -291.45±0.43 659.05±0.55 0.010 0.37 0.14 G 122-46 ...... -585.0±8.0 [16] -200.0±8.0 618.2±8.0 11475+7702 HD 102326 17.71±0.78 [10] 56.5±2.5 189.05±0.85 [14] -82.77±0.75 206.38±0.83 0.012 0.024 0.014 LP 20-89 16.91±0.86 [2] 59.1±3.0 191.3±2.6 [5] -80.8±2.7 207.7±2.6 11523+0957 HD 103112 12.9±0.84 [10] 77.5±5.0 -348.33±0.87 [14] 106.05±0.60 364.12±0.85 0.10 0.21 0.11 LP 493-64 ...... -315.0±8.0 [16] 86.0±8.0 326.5±8.0 12049+1729 HD 104923 25.74±0.89 [10] 38.9±1.3 29.37±0.83 [14] -208.97±0.48 211.02±0.49 0.43 0.11 0.11 J12045611+1728119 ...... 19.0±8.0 [16] -188.0±8.0 189.0±8.0 12051+1933 BD+20 2678 A 11.8±1.4 [10] 84.7±9.8 -287.5±1.6 [14] -43.70±0.75 290.8±1.6 0.026 0.28 0.045 BD+20 2678 B 11.1±1.5 [2] 90±12 -295.0±8.0 [16] -33.0±8.0 296.8±8.0 12069+0548 HD 105219 21.9±1.2 [10] 45.7±2.4 243.0±1.2 [14] -246.80±0.66 346.37±0.95 0.0044 0.00081 0.0032 BD+06 2551 B ...... 244.1±1.9 [16] -246.6±1.0 347.0±1.5 12089+2147 BD+22 2442 A 12.6±1.6 [10] 79±10 -394.0±2.3 [14] 37.6±0.9 395.8±2.2 0.11 0.016 0.11 BD+22 2442 B 8.9±2.2 [2] 113±28 -439.0±8.0 [16] 37.0±8.0 440.6±8.0 12372+3545 BD+36 2288 12.3±1.1 [10] 81.4±7.4 -152.2±1.1 [14] 84.91±0.86 174.3±1.0 0.042 0.011 0.036 J12371547+3549176 ...... -146.0±8.0 [16] 84.0±8.0 168.4±8.0 49 12406+4017 HD 110279 B 17.8±1.7 [3] 56.2±5.3 -22.7±2.0 [5] 69.2±2.0 72.8±2.0 0.37 0.13 0.18 HD 110279 A 16.3±1.2 [10] 61.3±4.5 -21.15±0.77 [14] 61.85±0.96 65.37±0.94 0.44 0.020 0.18 TYC 3021-982-1 1.4 [3] 720 -41.4±1.7 [5] 5.7±1.6 41.8±1.7 0.23 1.7 1.3 J12403633+4017586 ...... -33.0±3.1 [16] 60.6±4.7 69.0±4.4 12482-2448 HD 111261 49.1±3.8 [10] 20.4±1.6 -322.2±3.3 [14] 176.6±2.0 367.4±3.0 0.010 0.18 0.080 GJ 1164 B 60±20 [10] 16.8±5.8 -318.9±8.0 [16] 147.3±8.0 351.3±8.0 12489+1206 HD 111398 26.45±0.51 [10] 37.81±0.73 234.88±0.47 [14] -140.77±0.33 273.83±0.44 0.043 0.095 0.060 J12485345+1204326 ...... 225.0±8.0 [16] -128.0±8.0 258.9±8.0 12549-0620 BD-05 3596 24.6±1.5 [10] 40.7±2.5 -298.9±1.4 [14] -174.31±0.94 346.0±1.3 0.016 0.022 0.018 GJ 488.2 B 24.1±1.7 [2] 41.5±2.9 -304±16 [11] -170.6±4.4 349±14 13076-1415 HD 114001 15.27±0.70 [10] 65.5±3.0 -129.68±0.65 [14] 3.80±0.44 129.74±0.65 0.040 0.43 0.044 J13073714-1412130 ...... -135.0±5.8 [17] 5.9±5.8 135.13±5.8 13081+6337 HD 113337 27.11±0.29 [10] 36.89±0.39 -171.70±0.29 [14] 25.36±0.24 173.6±0.29 0.096 0.72 0.12 LSPM J1301+6337 ...... -156.0±8.0 [16] 12.0±8.0 156.5±8.0 13114+0938 HD 114606 A 16.9±1.0 [10] 59.2±3.6 -520.0±1.0 [14] 267.4±0.7 584.73±0.97 0.0059 0.0061 0.0059 HD 114606 B 16.4±1.2 [2] 61.1±4.3 -517.0±8.0 [16] 269.0±8.0 582.8±8.0 13169+1701 HD 115404 A 90.32±0.74 [1] 11.072±0.092 623.9±1.2 [5] -259.0±1.1 675.5±1.2 0.012 0.0069 0.011 HD 115404 B 90.32±0.74 [10] 11.072±0.091 631.2±1.0 [16] -260.8±1.0 683.0±1.0 13253+4242 BD+43 2328 20.6±1.0 [10] 48.5±2.5 27.86±0.76 [14] -65.88±0.92 71.53±0.90 0.17 0.014 0.061 TYC 3031-491-1 ...... 23.6±2.6 [5] -66.8±2.5 70.8±2.5 13274-2138 HD 116963 25.5±1.5 [10] 39.3±2.3 -194.1±1.8 [14] -7.5±1.2 194.2±1.8 0.022 0.55 0.036 LP 797-105 27.4±1.6 [2] 36.5±2.1 -198.4±1.7 [16] -13.1±1.6 198.8±1.7 13315-0800 HD 117579 A 20.7±1.1 [10] 48.2±2.4 -251.7±1.1 [14] -112.17±0.65 275.6±1.0 0.022 0.067 0.035 HD 117579 B 21.4±1.2 [2] 46.7±2.6 -260±11 [8∗] -120±13 280±12 13316+5857 HD 117845 22.24±0.62 [10] 45.0±1.3 -44.94±0.54 [14] 19.07±0.56 48.82±0.54 PM I13312+5857 ...... -73.8±3.9 [9] 22.9±3.9 77.3±3.9 0.49 0.18 0.60 J13313493+5857171 ...... -73.5±5.6 [17]1 18.4±5.6 75.8±5.6 0.48 0.036 0.59 13321-1115 HD 117676 17.97±0.94 [10] 55.6±2.9 -32.88±0.98 [14] -81.43±0.51 87.82±0.60 0.14 0.052 0.075 TYC 5548-829-1 ...... -37.8±3.1 [5] -85.8±3.2 93.8±3.2 13470+0621 HD 120066 31.58±0.44 [10] 31.67±0.44 -509.71±0.37 [14] -110.51±0.25 521.55±0.37 0.0047 0.0035 0.0047 BD+07 2692 32.5±1.6 [10] 30.8±1.5 -507.3±8.0 [16] -110.9±8.0 519.3±8.0 13473+1727 τ Boo A 64.03±0.19 [1] 15.618±0.046 -480.80±0.40 [5] 50.40±0.40 483.43±0.40 0.0058 0.14 0.011 50 τ Boo B ...... -478.00±0.20 [9∗] 43.80±0.20 480.00±0.20 14050+0157 HD 122972 18.3±1.1 [10] 54.5±3.2 -210.2±1.1 [14] 4.96±0.76 210.2±1.1 0.050 3.0 0.056 NLTT 36190 18.8±1.3 [2] 53.2±3.6 -200.0±8.0 [16] -1.0±8.0 200.0±8.0 14196-0509 HD 125455 A 47.89±0.81 [10] 20.88±0.35 -632.65±0.90 [14] -121.44±0.64 644.20±0.89 0.00055 0.0046 0.0010 HD 125455 B 48.1±1.1 [2] 20.78±0.48 -630 [4] -120 650 14245+6015 BD+60 1536 22.8±1.1 [10] 44.0±2.2 -203.8±1.2 [14] 119.1±1.3 236.1±1.2 0.011 0.072 0.039 LP 97-826 22.2±1.1 [2] 45.0±2.2 -206.0±8.0 [16] 128.0±8.0 242.5±8.0 14252+5151 θ Boo A 68.82±0.14 [10] 14.531±0.030 -235.40±0.14 [14] -399.07±0.13 463.32±0.13 0.016 0.031 0.028 θ Boo B 68.82±0.14 [10] 14.531±0.030 -231.6±8.1 [16] -411.7±9.4 472.4±9.1 14254+2035 HD 126512 22.26±0.67 [10] 44.9±1.4 134.22±0.61 [14] -581.04±0.74 596.34±0.73 0.11 0.010 0.026 LSPM J1425+203W ...... 120.0±8.0 [16] -575.0±8.0 587.4±8.0 14260+3422 BD+35 2558 16.4±1.6 [10] 60.9±6.0 -285.6±1.5 [14] -161.7±1.4 328.2±1.5 0.036 0.074 0.049 G 178-25 ...... -296.0±8.0 [16] -174.0±8.0 343.4±8.0 14336+0920 HD 127871 A 30.9±1.3 [10] 32.4±1.4 159.1±1.2 [14] -512.83±0.93 536.93±0.95 0.072 0.0075 0.022 HD 127871 B 30.4±1.3 [2] 32.9±1.4 148.0±8.0 [16] -509.0±8.0 530.1±8.0 14415+1336 HD 129290 A 14.27±0.97 [10] 70.1±4.8 -388.32±0.85 [14] -74.95±0.72 395.49±0.85 0.0017 0.053 0.010 HD 129290 B 14.0±1.2 [2] 71.2±6.0 -389.0±8.0 [16] -79.0±8.0 396.9±8.0 14446-2215 HD 129715 38.0±7.0 [7] 26.3±4.8 -104.5±1.6 [14] -339.9±1.6 355.6±1.6 0.017 0.0080 0.0091 LP 858-23 ...... -102.7±8.0 [16] -337.2±8.0 352.5±8.0 14493+4950 HD 130986 17.49±0.77 [10] 57.2±2.5 38.08±0.80 [14] 25.69±0.66 45.94±0.76 0.55 0.54 0.43 J14491476+4949390 ...... 22±11 [16] 14.7±9.2 26±11 14575-2125 HD 131977 171.22±0.94 [10] 5.841±0.032 1037.1±1.1 [14] -1725.87±0.72 2013.48±0.82 GSC 06180-00916 ...... -3.0±4.7 [16] -7.1±7.4 7.7±7.1 2.0 2.0 1.0 HD 131976 ...... 987.1±1.0 [16] -1666.8±1.0 1937.2±1.0 0.049 0.035 0.038 14595+4528 HD 132830 29.50±0.82 [10] 33.90±0.94 -33.07±0.85 [10] 99.20±0.84 104.57±0.84 0.020 0.038 0.038 MCC 56 29.8±1.5 [10] 33.6±1.7 -32.4±1.6 [14] 103.7±1.6 108.0±1.6 15123+3939 HD 135144 33.27±0.76 [10] 30.06±0.69 97.03±0.78 [14] -153.94±0.81 181.98±0.80 0.030 0.0069 0.017 LP 222-50 ...... 100.0±8.0 [16] -155.0±8.0 184.5±8.0 15131+1808 BD+18 2985 16.7±1.6 [10] 60.1±5.7 5.7±1.7 [14] -50.7±1.3 51.0±1.3 3.0 0.014 0.13 J15125175+1807449 ... -1.1±4.3 [16] -51.4±2.5 51.41±2.5 15164+1648 HD 135792 23.86±0.99 [10] 41.9±1.7 -17.66±0.79 [14] -169.64±0.85 170.56±0.85 0.025 0.0061 0.0066 BD+17 2843 B ...... -18.1±2.5 [16] -168.6±2.5 169.6±2.5 15204+0015 HD 136378 23.5±1.5 [10] 42.6±2.6 131.9±1.6 [14] -253.5±1.1 285.7±1.2 0.074 0.030 0.044 51 G 15-18 22.4±1.4 [2] 44.6±2.8 142.0±8.0 [16] -246.0±8.0 284.0±8.0 15211+2534 HD 136655 24.2±1.3 [10] 41.3±2.2 -93.3±1.2 [14] -119.1±1.2 151.3±1.2 0.14 0.045 0.090 HIP 75124 21.8±2.4 [10] 45.9±5.1 -80.8±2.2 [14] -113.9±2.1 139.6±2.1 15282-0921 HD 137778 48.80±0.89 [10] 20.49±0.37 82.1±1.0 [14] -355.65±0.90 365.00±0.91 1.1 0.15 0.20 15282-0922 HD 137763 48.6±1.3 [10] 20.58±0.56 87.1±1.6 [14] -373.7±1.4 383.7±1.4 1.1 0.20 0.24 G 151-61 47.6±5.0 [13] 21.0±2.2 25.1±5.3 [16] -307.5±5.3 308.5±5.3 15289+5727 HD 138367 22.47±0.29 [10] 44.50±0.57 -260.84±0.29 [14] 165.18±0.28 308.74±0.29 0.049 0.042 0.048 G 224-69 23.20±0.53 [2] 43.10±0.98 -274.0±7.9 [16] 158.4±8.9 316.5±8.2 15353+6005 HD 139477 52.34±0.62 [10] 19.11±0.23 171.81±0.59 [14] -162.02±0.67 236.15±0.63 0.034 0.013 0.026 LP 99-392 ...... 166.0±8.0 [16] -160.0±8.0 230.6±8.0 15431-1303 HD 140269 19.54±0.36 [10] 51.18±0.94 73.65±0.48 [14] -94.43±0.38 119.76±0.42 0.30 0.19 0.21 J15430573-1302525 ...... 54.7±2.6 [16] -77.7±2.9 95.0±2.8 15482+0134 V382 Ser 46.97±0.80 [10] 21.29±0.36 -177.08±0.89 [14] -165.63±0.96 242.47±0.92 0.022 0.015 0.019 HD 141272 B ...... -173.2±4.2 [16] -163.1±8.3 237.9±6.5 16024+0339 HD 143809 A 12.2±1.5 [10] 82±10 -49.1±1.4 [14] -40.0±1.4 63.3±1.4 0.11 0.062 0.10 HD 143809 B ...... -55.1±3.2 [16] -42.5±3.7 69.6±3.4 16048+3910 HD 144579 A 68.87±0.33 [10] 14.520±0.070 -571.08±0.29 [14] 52.34±0.29 573.47±0.29 0.043 0.050 0.042 HD 144579 B 68.87±0.33 [10] 14.520±0.070 -547.0±8.0 [16] 55.0±8.0 549.8±8.0 16147+3352 σ CrB B 46.11±0.98 [5] 21.7±0.46 -289.0±3.0 [5] -85.1±2.8 301.3±3.0 0.074 0.046 0.069 σ CrB C 47.4±1.2 [10] 21.08±0.54 -268.5±1.8 [16] -89.1±1.5 282.9±1.8 16150+6040 HD 146868 32.54±0.44 [10] 30.73±0.41 25.16±0.47 [10] 437.47±0.54 438.19±0.54 0.14 0.0011 0.0088 G 225-51 32.72±0.60 [2] 30.56±0.56 29.0±8.0 [16] 437.0±8.0 438.0±8.0 16175+7545 η UMi 33.63±0.17 [10] 29.74±0.15 -90.30±0.19 [14] 257.66±0.20 273.03±0.20 0.084 0.0026 0.027 NLTT 42620 33.52±0.47 [2] 29.83±0.42 -83.0±8.0 [16] 257.0±8.0 270.1±8.0 16239+0315 HD 149162 23.1±1.0 [10] 43.2±1.9 -371.5±1.2 [14] -190.1±1.0 417.4±1.1 0.0066 0.0058 0.0065 G 17-23 ...... -374.0±8.0 [16] -189.0±8.0 419.0±8.0 16348-0412 HD 149414 22.2±1.4 [10] 45.1±2.7 -133.7±1.4 [1∗] -701.2±1.4 713.8±1.4 0.34 0.015 0.077 G 17-27 8.0±4.1 [13] 125±64 -188.0±4.0 [16] -690.8±4.0 715.9±4.0 17050-0504 HD 154363 A 93.40±0.94 [10] 10.71±0.11 -917.1±1.1 [10] -1137.93±0.67 1461.48±0.89 0.0044 0.0086 0.0072 HD 154363 B 93.40±0.94 [10] 10.71±0.11 -921.2±8.0 [16] -1128.2±8.0 1456.5±8.0 17178+227 HD 156985 54.57±0.55 [10] 18.33±0.18 16.82±0.57 [10] -195.52±0.61 196.24±0.61 0.0047 0.052 0.050 LP 138-36 53.97±0.68 [2] 18.53±0.23 16.9±6.5 [16] -185.7±2.5 186.5±2.6 52 17272+4213 HD 158415 20.18±0.57 [10] 49.6±1.4 75.25±0.53 [14] -6.78±0.68 75.55±0.53 0.032 0.19 0.036 TYC 3094-1728-1 ...... 77.7±1.8 [5] -5.6±1.7 77.9±1.8 17411+7225 HD 161897 33.3±0.47 [10] 30.03±0.42 -121.99±0.46 [14] 297.94±0.58 321.95±0.56 0.016 0.024 0.022 G 258-17 34.57±0.68 [2] 28.93±0.57 -124.0±8.0 [16] 291.0±8.0 316.3±8.0 17428+1646 BD+16 3263 14±11 [3] 73±56 75.1±1.1 [5] 141.3±1.0 160.0±1.0 0.048 0.060 0.059 J17425203+1643476 ...... 78.8±9.9 [16] 150.0±3.3 169.4±5.5 17465+2743 µ01 Her A 120.33±0.16 [10] 8.310±0.011 -291.66±0.12 [10] -746.60±0.15 801.55±0.15 0.16 0.0036 0.065 µ02 Her B 120.33±0.16 [10] 8.310±0.011 -343.4±2.0 [9] -743.9±2.0 819.3±2.0 17477+2748 BD+27 2891 10.2±1.2 [10] 98±12 -133.7±1.0 [14] -211.8±1.1 250.4±1.1 0.012 0.011 0.011 G 182-27 8.3±1.3 [10] 120±19 -132.0±8.0 [16] -214.0±8.0 251.4±8.0 18006+2934 HD 164595 A 35.26±0.50 [10] 28.36±0.40 -139.30±0.39 [14] 173.26±0.45 222.31±0.43 0.025 0.018 0.021 HD 164595 B 34.57±0.73 [2] 28.93±0.61 -135.9±5.9 [16] 170.1±5.9 217.7±5.9 18006+6833 BD+68 971 16.16±0.89 [10] 61.9±3.4 -3.6±1.1 [14] 92.5±1.0 92.6±1.0 1.1 0.075 0.077 J18003695+6832539 ...... -1.1±3.2 [16] 85.8±1.7 85.8±1.7 18090+2409 HD 166301 27.44±0.68 [10] 36.44±0.90 87.75±0.35 [14] 82.55±0.66 120.48±0.52 0.13 0.027 0.092 J18090192+2409041 ...... 76.9±2.3 [16] 84.8±2.3 114.5±2.3 18131+4129 HD 167389 29.52±0.41 [10] 33.88±0.47 50.76±0.34 [14] -129.45±0.44 139.05±0.43 0.12 0.0012 0.041 J18130001+4129198 ...... 45.0±4.8 [9] -129.3±4.8 136.94±4.8 18161+6839 BD+68 986 12.5±1.1 [10] 80.1±6.6 127.87±0.98 [14] 441.7±1.1 459.9±1.1 0.0041 0.0030 0.0031 LHS 6332 12.0±1.1 [2] 83.1±7.4 128.4±4.4 [16] 443.1±4.4 461.3±4.4 18292+1142 HD 170469 15.9±1.0 [10] 62.7±4.1 -48.14±0.97 [14] -18.32±0.82 51.51±0.95 0.085 0.046 0.084 J18290408+1140523 ...... -52.4±2.6 [16] -17.5±4.5 55.2±2.8 18333+2219 HD 171314 A 43.5±1.2 [10] 22.97±0.62 -176.42±0.50 [14] -473.55±0.83 505.35±0.80 0.025 0.0094 0.012 HD 171314 B ...... -172.0±8.0 [16] -478.0±8.0 508.0±8.0 18409+3132 BD+31 3330 A 42.5±1.1 [10] 23.54±0.62 86.87±0.85 [10] -837.4±1.2 841.9±1.2 0.0015 0.00049 0.00051 BD+31 3330 B 42.5±1.1 [10] 23.54±0.62 87 [4] -840 840 19321-1116 HD 183870 A 56.73±0.72 [10] 17.63±0.22 234.5±0.65 [14] 18.14±0.37 235.20±0.65 0.030 0.25 0.035 HD 183870 B ...... 241.7±5.0 [16] 14.1±5.0 242.1±5.0 19510+1025 o Aql A 52.11±0.29 [10] 19.19±0.11 242.28±0.27 [14] -136.48±0.23 278.08±0.26 o Aql B ...... 240 [12∗] -140 280 0.0053 0.0035 0.0049 o Aql C 52.11±0.29 [10] 19.19±0.11 261.0±2.9 [16] -159.9±2.8 306.1±2.9 0.074 0.16 0.11 19553+0624 β Aql A 73.00±0.20 [10] 13.70±0.038 45.27±0.18 [14] -481.91±0.20 484.03±0.20 0.059 0.0019 0.0059 53 β Aql B ...... 48±25 [16] -480±25 480±25 20007+2243 HD 189733 51.41±0.69 [10] 19.45±0.26 -2.14±0.53 [14] -251.40±0.40 251.41±0.40 1.5 0.052 0.076 J20004297+2242342 ...... -15.8±5.7 [2] -264.7±5.6 265.2±5.6 20036+2954 HD 190360 A 63.06±0.34 [10] 15.86±0.086 683.94±0.22 [14] -524.70±0.27 862.02±0.24 0.0074 0.019 0.013 HD 190360 B 62.89±0.79 [12] 15.90±0.20 689.0±8.0 [16] -515.0±8.0 860.2±8.0 20111+1611 HD 191785 A 49.04±0.65 [10] 20.39±0.27 -414.75±0.50 [14] 398.26±0.56 575.00±0.53 0.041 0.0019 0.030 HD 191785 B 49.04±0.65 [10] 20.39±0.27 -432.0±8.0 [16] 399.0±8.0 588.1±8.0 20124-1237 ξ Cap 36.10±0.41 [10] 27.70±0.31 192.35±0.52 [14] -196.20±0.43 274.76±0.48 2.1 1.5 0.95 BD-13 5608 B ...... -5.3±5.4 [16] -25.1±5.4 25.7±5.4 20169+5017 HD 193216 32.50±0.55 [10] 30.77±0.52 -220.86±0.61 [14] -217.02±0.52 309.64±0.57 0.027 0.0013 0.020 BD+49 3245 G 32.3±1.8 [2] 30.9±1.7 -230±15 [16] -220±11 310±13 20408+1956 HD 197076 A 47.74±0.48 [10] 20.95±0.21 118.14±0.30 [14] 312.63±0.26 334.21±0.27 0.039 0.022 0.025 HD 197076 B 47.74±0.48 [10] 20.95±0.21 113.6±1.4 [16] 319.5±1.4 339.1±1.4 20462+3358  Cyg A 44.86±0.12 [10] 22.292±0.059 355.660±0.080 [14] 330.600±0.090 485.580±0.085 0.0038 0.0079 0.0060  Cyg C ...... 360 [4] 330 480 20473+1052 BD+10 4379 31.9±1.4 [10] 31.3±1.3 90.8±1.7 [14] -591.85±0.85 598.77±0.88 0.46 0.029 0.064 J20471669+1051506 ...... 57±15 [11] -610±27 610±27 20599+4016 HD 200077 24.42±0.56 [10] 40.95±0.94 232.30±0.48 [14] 209.93±0.51 313.10±0.49 0.0047 0.045 0.030 G 210-44 22.8±2.1 [10] 43.9±4.0 231.2±1.1 [16] 200.7±1.3 306.2±1.2 21324-2058 HD 204941 37.2±1.1 [10] 26.90±0.76 -279.4±1.1 [14] -125.28±0.59 306.2±1.0 0.032 0.0095 0.030 LP 873-74 29.1±3.1 [10] 34.4±3.7 -288.4±8.0 [16] -124.1±8.0 314.0±8.0 21519+4221 HD 207966 A 34.09±0.77 [10] 29.33±0.66 -175.18±0.64 [14] -305.83±0.72 352.45±0.70 0.00011 0.00075 0.00065 HD 207966 B ...... -175.2±1.0 [16] -305.6±1.0 352.3±1.0 21546-0318 HD 208177 16.9±1.3 [10] 59.2±4.6 29.1±1.3 [14] -29.87±0.68 41.7±1.0 BD-03 5329 B ...... 26.7±1.1 [5] -33.00±0.60 42.44±0.83 0.085 0.010 0.094 PM I21547-0318 ...... 30.1±2.7 [16] -27.0±3.0 40.4±2.8 0.035 0.10 0.073 21575+2856 BD+28 4248 14.8±1.1 [10] 67.6±5.2 166.89±0.84 [14] 30.11±0.98 169.58±0.84 0.0066 0.055 0.011 J21572970+2854494 ...... 165.8±3.5 [16] 28.5±4.5 168.2±3.5 22066+4323 BD+42 4301 30.9±9.0 [3] 32.4±9.4 167.5±1.2 [5] -85.1±1.2 187.9±1.2 0.0090 0.0012 0.0080 J22063482+4322423 ...... 166.0±8.0 [16] -85.0±8.0 186.5±8.0 22090-1754 HD 210190 18.4±1.2 [10] 54.4±3.6 226.5±1.5 [14] 161.02±0.78 277.9±1.3 0.030 0.0030 0.025 LP 819-37 16.9±1.6 [2] 59.1±5.6 233.4±8.0 [16] 161.5±8.0 283.8±8.0 22159+5440 V447 Lac 46.43±0.50 [10] 21.54±0.23 213.52±0.44 [14] 69.87±0.43 224.66±0.44 0.041 0.088 0.046 54 HD 211472 B 46.62±0.67 [2] 21.45±0.31 205.0±8.0 [16] 64.0±8.0 214.8±8.0 22311+4509 HD 213519 A 23.99±0.63 [10] 41.7±1.1 -176.92±0.42 [14] 35.13±0.46 180.37±0.42 0.058 0.26 0.071 HD 213519 B ...... -167.0±8.0 [16] 27.0±8.0 169.2±8.0 22467+1210 ξ Peg A 61.36±0.19 [1] 16.30±0.050 232.5±1.5 [9] -494.5±1.6 546.4±1.6 0.0064 0.0051 0.0053 ξ Peg B 61.54±0.77 [2] 16.25±0.20 230 [4] -490 550 22524+0950 σ Peg A 36.60±0.29 [10] 27.32±0.22 521.04±0.26 [14] 42.65±0.24 522.78±0.26 0.011 0.31 0.031 σ Peg B 37.25±0.76 [2] 26.85±0.55 527.0±8.0 [16] 58.0±8.0 530.2±8.0 22589+6902 BD+68 1345 A 24.39±0.64 [10] 41.0±1.1 593.18±0.65 [14] 299.31±0.57 664.42±0.63 0.033 0.032 0.032 BD+68 1345 B 24.52±0.77 [2] 40.8±1.3 574.0±8.0 [16] 309.0±8.0 651.9±8.0 23026+2948 BD+29 4841 21.3±1.2 [10] 46.9±2.5 -121.07±0.84 [14] 0.49±0.84 121.07±0.84 0.054 1.58 0.063 J23023133+2948016 ...... -127.80±0.70 [9] 4.2±4.2 127.87±0.71 23104+4901 HD 218790 22.03±0.68 [10] 45.4±1.4 235.98±0.50 [14] 50.72±0.59 241.37±0.50 0.0022 0.025 0.0057 BD+48 3952 B ...... 236.5±2.5 [16] 52.0±2.5 242.1±2.5 23194+7900 V368 Cep A 52.07±0.47 [10] 19.20±0.17 201.56±0.50 [14] 71.59±0.41 213.90±0.49 NLTT 56725 52.07±0.47 [10] 19.20±0.17 219.0±8.0 [16] 61.0±8.0 227.3±8.0 0.083 0.16 0.095 V368 Cep B 52.07±0.47 [10] 19.20±0.17 217.0±6.4 [16] 75.7±6.4 229.8±6.4 0.074 0.056 0.075 23235+4548 HD 220445 31.5±1.0 [10] 31.7±1.0 194.61±0.73 [14] -5.68±0.85 194.69±0.73 0.079 0.43 0.077 BD+44 4400 22.8±2.3 [10] 43.8±4.3 179.90±0.70 [14] -8.8±1.2 180.12±0.70 23266+4520 HD 220821 27.6±1.0 [10] 36.3±1.4 437.1±1.7 [14] 108.9±1.6 450.5±1.7 0.0049 0.019 0.0067 BD+44 4419 B 28.5±1.3 [2] 35.1±1.5 435.0±8.0 [16] 111.0±8.0 448.9±8.0 23355+3101 HD 221830 A 30.34±0.50 [10] 32.96±0.54 539.35±0.47 [14] 254.21±0.29 596.26±0.44 0.0049 0.0070 0.0054 HD 221830 B 30.93±0.73 [2] 32.33±0.76 540 [4] 260 600 23419-0559 HD 222582 A 23.94±0.74 [10] 41.8±1.3 -144.88±0.88 [14] -111.93±0.56 183.08±0.78 0.027 0.045 0.036 HD 222582 B 23.8±1.1 [2] 41.9±2.0 -148.9±8.0 [16] -117.1±8.0 189.4±8.0 23536+1207 HIP 117809 24.1±3.1 [10] 41.5±5.3 45.6±3.2 [14] -111.5±1.9 120.4±2.1 0.058 0.021 0.029 J23533563+1206167 24.1±3.1 [10] 41.5±5.3 43.0±1.8 [16] -113.9±3.3 121.7±3.2 23556+0042 HD 224157 22.1±2.1 [10] 45.2±4.2 234.3±2.5 [14] -1.4±1.1 234.3±2.5 0.032 1.2 0.038 J23553521+0041412 ...... 242.0±8.0 [16] -6.0±8.0 242.1±8.0 23581+2420 BD+23 4830 C ...... -2.1±1.8 [5] -17.0±1.7 17.1±1.7 1.9 1.7 11 1.9 1.7 11 BD+23 4830 B ...... -47.3±3.3 [5] -194.3±3.3 200.0±3.3 0.25 0.019 0.071 0.16 0.0026 0.042 55 HD 224459 18.6±7.4 [3] 53±13 -54.7±1.1 [5] -189.7±1.0 197.4±1.0 0.11 0.043 0.053 0.018 0.021 0.021 G 131-5 15.62±2.98 [2] 64±12 -61.0±8.0 [16] -198.0±8.0 207.2±8.0 G 131-6 13.8±3.4 [10] 72±18 -55.7±1.7 [5] -193.8±1.8 201.6±1.8 23595+4436 BD+43 4596 18.1±1.7 [10] 55.1±5.3 380.5±1.3 [14] 160.4±1.1 413.0±1.3 0.0030 0.0011 0.0028 J23593035+4436055 ...... 379.4±1.3 [16] 160.2±1.2 411.8±1.2 a Referencias de paralajes–[1]: de Bruijne et al. (2012); [2]: Gould et al. (2004); [3]: Kharchenko et al. (2009); [4]: Lurie et al. (2014); [5]: Perryman et al. (1997); [6]: Reid et al. (2002); [7]: Reid et al. (2004); [8]: Tokovinin (2014); [9]: van Altena et al. (1995); [10]: van Leeuwen et al. (2007); b Referencias de movimientos propios–[1]: Caballero (2009); [2]: Finch et al. (2016); [3]: Frith et al. (2013); [4]: Gould et al. (2004); [5]: Høg et al. (2000); [6]: Ivanov (2008); [7]: Phillips et al. (2010); [8]: Qi et al. (2015); [9]: Roeser et al. (2010); [10]: Salim & Gould(2003); [11]: Smart & Nicastro (2013); [12]: Terrien et al. (2015); [13]: van Altena et al. (1995); [14]: van Leuween et al. (2007); [15]: Zacharias et al. (2005); [16]: Zacharias et al. (2012); [17]: Zacharias et al. (2015) [17]. Nota: las estrellas con [*] en movimientos propios ten´ıanreferencia Zacharias et al. (2012) pero se les ha asignado otros valores m´asprecisos. Tabla B.3: Fotometr´ıade la muestra inicial.

a b b b Identificador Nombre V Ref. J H Ks WDS Simbad [mag] [mag] [mag] [mag]

00153+5304 G 217-41 10.71±0.99 UCAC4 8.838±0.024 8.440±0.018 8.372±0.046 G 217-40 14.39±0.99 Rei04 10.823±0.023 10.231±0.022 9.986±0.018 00385+4300 BD+42 126 9.934±0.030 UCAC4 8.411±0.020 7.934±0.021 7.850±0.027 LP 193-345 13.449±0.030 UCAC4 10.489±0.023 9.936±0.021 9.736±0.019 00452+0015 HD 4271 A 8.732±0.050 UCAC4 5.984±0.019 5.694±0.020 5.630±0.023 HD 4271 B 14 Tok14 10.114±0.027 9.561±0.023 9.264±0.021 00467-0426 HD 4449 9.054±0.010 UCAC4 6.093±0.020 5.703±0.038 5.583±0.023 LP 646-9 15.096±0.010 UCAC4 11.198±0.026 10.585±0.025 10.279±0.023 00491+5749 η Cas A 10.520±0.050 GSC2.3 2.11±0.57 2.090±0.50 2±10 η Cas B 7.5 GSC2.3 7.2 4.147±0.036 3.881±0.490 01055+1526 HD 6440 A 8.987±0.050 UCAC4 7.122±0.020 6.623±0.023 6.478±0.024 HD 6440 B 9.85±0.00 UCAC4 7.147±0.021 6.532±0.024 6.370±0.017 01076+2257 HD 6660 A 9.153±0.090 UCAC4 6.422±0.018 5.927±0.031 5.763±0.021 HD 6660 B 14 Sou16 9.533±0.039 8.927±0.023 8.673±0.024 01187-0052 HD 7895 A 8.68±0.46 UCAC4 6.537±0.017 6.155±0.031 6.039±0.023 HD 7895 B 10.679±0.050 UCAC4 8.012±0.021 7.369±0.029 7.190±0.020 01215+3120 EN Psc 8.80±0.59 UCAC4 6.814±0.019 6.388±0.021 6.285±0.016 BD+30 206 B 14 Lep11 9.975±0.024 9.335±0.021 9.076±0.024 01226+1245 BD+12 168 A 9.76±0.28 UCAC4 7.855±0.026 7.396±0.024 7.275±0.024 BD+12 168 B 12 Lep11 8.684±0.032 8.096±0.042 7.974±0.027 01230-1258 HD 8389 A 8.90±0.12 UCAC4 6.395±0.021 6.024±0.033 5.918±0.017 HD 8389 B 10.306±0.020 UCAC4 7.485±0.021 6.836±0.021 6.659±0.023 01340-0141 BD-02 247 9.842±0.020 UCAC4 8.645±0.020 8.348±0.065 8.230±0.026 LP 588-9 14.892±0.030 UCAC4 11.722±0.024 11.163±0.024 10.951±0.024 01450-0104 BD-01 237 9.71±0.15 UCAC4 8.292±0.029 7.900±0.038 7.806±0.023 LP 588-44 14.43±0.14 UCAC4 11.027±0.021 10.476±0.025 10.227±0.022 01572-1015 HD 11964 A 6.51±0.99 UCAC4 5.023±0.026 4.637±0.021 4.491±0.020 HD 11964 B 11.112±0.030 UCAC4 8.413±0.023 7.763±0.021 7.597±0.027 02290-1959 HD 15468 A 8.8 Sal03 6.591±0.024 5.997±0.031 5.828±0.018 HD 15468 C 12.856±0.010 UCAC4 9.181±0.027 8.571±0.029 8.347±0.021 02291+2252 BD+22 353 A 9.25±0.00 UCAC4 7.843±0.021 7.414±0.017 7.337±0.016 BD+22 353 B 11 Sal03 8.726±0.027 8.107±0.021 8.064±0.015 02361+0653 HD 16160 5.8 GSC2.3 4.152±0.264 3.657±0.244 3.48±0.21 BX Cet 11.66±0.10 UCAC4 7.333±0.018 6.793±0.038 6.574±0.020 02442+4914 θ Per 4.16±0.99 UCAC4 3.03±0.24 2.86±0.21 2.69±0.29 θ Per B 10 Tok14 6.688±0.024 6.080±0.038 5.865±0.021 02482+2704 BC Ari 8.860±0.040 UCAC4 6.064±0.027 5.691±0.046 5.615±0.024 LP 354-414 16 Sal03 10.728±0.023 10.174±0.033 9.866±0.022 02556+2652 HD 18143 A 7.65±0.99 UCAC4 6.894±0.039 6.299±0.039 6.170±0.039 HD 18143 C 13.76±0.10 UCAC4 9.561±0.022 8.935±0.021 8.661±0.018 03042+6142 HD 18757 6.71±0.00 UCAC4 5.391±0.021 5.115±0.023 5.027±0.018 G 246-22 12.610±0.060 UCAC4 8.877±0.021 8.328±0.023 8.103±0.029 03078+2533 HD 19381 A 8.71±0.23 UCAC4 7.234±0.024 7.036±0.020 6.936±0.018 HD 19381 B 15.415±0.010 UCAC4 11.250±0.022 10.662±0.020 10.394±0.017

56 03150+0101 BD+00 549 A 10.248±0.050 UCAC4 8.905±0.019 8.455±0.040 8.451±0.023 BD+00 549 B 14.679±0.040 UCAC4 11.622±0.028 11.043±0.023 10.855±0.023 03203+0902 HD 20727 A 9.099±0.040 UCAC4 7.106±0.018 6.772±0.027 6.676±0.017 HD 20727 B 15.178±0.070 UCAC4 11.079±0.022 10.549±0.025 10.335±0.021 03321+4340 HD 21727 A 8.67±0.99 UCAC4 7.341±0.019 7.062±0.026 6.949±0.024 HD 21727 B 13 Sal03 9.239±0.020 8.639±0.026 8.436±0.019 03332+4615 V577 Per 7.88±0.28 UCAC4 6.836±0.021 6.457±0.015 6.368±0.023 HD 21845 B 11 Gou04 8.382±0.026 7.770±0.017 7.592±0.020 03356+4253 HD 22122 8.476±0.080 UCAC4 6.297±0.023 6.031±0.018 5.976±0.021 Wolf 191 13.756±0.030 UCAC4 10.831±0.020 10.257±0.021 10.044±0.018 03396+1823 HD 22694 9.354±0.010 UCAC4 6.645±0.019 6.238±0.017 6.179±0.018 Wolf 209 12.57±0.19 UCAC4 9.331±0.018 8.749±0.026 8.541±0.020 03398+3328 HD 278874 A 9.207±0.040 UCAC4 7.122±0.019 6.604±0.020 6.481±0.020 HD 278874 B 12.61±0.36 GSC2.3 8.967±0.026 8.339±0.023 8.106±0.020 03480+4032 HD 23596 7.31±0.99 UCAC4 6.173±0.019 5.962±0.021 5.874±0.023 UCAC4 653-017808 12.708±0.050 UCAC4 9.354±0.020 8.619±0.015 8.450±0.016 03520+3947 HD 275867 9.498±0.040 UCAC4 7.550±0.023 6.999±0.046 6.897±0.026 TYC 2868-639-1 11.025±0.030 UCAC4 8.277±0.021 7.629±0.051 7.466±0.029 03556+5214 HD 24421 8.415±0.060 UCAC4 5.772±0.027 5.539±0.044 5.473±0.017 LSPM J0355+5214 14.431±0.010 UCAC4 10.885±0.027 10.325±0.031 10.127±0.020 03566+5042 43 Per 5.33±0.99 UCAC4 4.23±0.21 4.356±0.029 4.286±0.020 BD+50 860 B 10.325±0.040 UCAC4 8.145±0.024 7.547±0.042 7.411±0.017 03575-0110 HD 24916 A 8.20±0.10 UCAC4 6.063±0.023 5.486±0.026 5.341±0.018 HD 24916 B 11 Lep11 7.773±0.024 7.162±0.033 6.927±0.031 04153-0736 o02 Eri 4.43±0.00 UCAC4 3.013±0.238 2.59±0.20 2.50±0.24 o02 Eri C 11 Sou16 6.747±0.020 6.278±0.040 5.962±0.026 04252+2545 HD 27887 A 8.910±0.010 UCAC4 6.934±0.018 6.745±0.016 6.672±0.021 HD 27887 B 15 Tok14 11.505±0.024 10.926±0.022 10.700±0.021 04359+1631 Aldebar´anA 1.16±0.00 UCAC4 -2.10±0.19 -2.78±0.17 -3.04±0.14 Aldebar´anB 14 Dom00 ...... 04397+0952 HD 286955 9.56±0.29 UCAC4 7.149±0.023 6.62±0.026 6.513±0.020 BD+09 621 B 14.164±0.020 UCAC4 10.263±0.022 9.715±0.028 9.421±0.024 04429+1843 HD 29836 A 8.56±0.36 UCAC4 5.895±0.024 5.578±0.057 5.560±0.020 HD 285970 B 9.936±0.040 UCAC4 7.751±0.039 7.199±0.040 7.038±0.024 04559+0440 HD 31412 A 8.487±0.010 UCAC4 5.972±0.019 5.728±0.029 5.626±0.017 HD 31412 B 14 Gou04 8.501±0.018 7.872±0.051 7.621±0.021 05003+2508 HD 31867 A 8.728±0.010 UCAC4 6.813±0.029 6.497±0.020 6.424±0.027 HD 31867 B 12.523±0.020 UCAC4 9.410±0.026 8.760±0.023 8.518±0.021 05067+5136 9 Aur 5.01±0.99 UCAC4 3.99±0.21 3.89±0.21 4.124±0.036 9 Aur C 9.489±0.010 UCAC4 7.338±0.027 6.759±0.017 6.639±0.017 05189-2124 HD 34751 A 9.59±0.23 UCAC4 6.937±0.026 6.318±0.046 6.147±0.021 HD 34751 B 9.59±0.23 UCAC4 7.80±0.16 7.20±0.15 6.959±0.078 05264+0351 HD 35638 8.778±0.050 UCAC4 6.775±0.018 6.591±0.046 6.501±0.026 J05262029+0351111 13.91±0.37 GSC2.3 10.932±0.024 10.328±0.023 10.083±0.019 05289+1233 HD 35956 A 6.80±0.99 UCAC4 5.611±0.018 5.370±0.018 5.326±0.021 HD 35956 B 13.924±0.030 UCAC4 9.649±0.020 9.056±0.021 8.791±0.018 05413+5329 V538 Aur 8.668±0.010 UCAC4 4.30±0.26 3.99±0.24 4.272±0.018 HD 233153 B 9.766±0.040 UCAC4 6.586±0.021 5.963±0.016 5.759±0.016

57 05427+0241 HD 38014 9.20±0.11 UCAC4 6.966±0.020 6.538±0.038 6.431±0.023 G 99-27 13.264±0.030 UCAC4 9.448±0.027 8.862±0.031 8.620±0.024 05445-2227 γ Lep 3.65±0.99 UCAC4 2.81±0.28 2.61±0.24 2.51±0.23 AK Lep 8.621±0.010 UCAC4 4.85±0.20 4.16±0.20 4.13±0.26 LHS 1781 15.200±0.010 UCAC4 11.126±0.026 10.641±0.022 10.368±0.021 05466+0110 HD 38529 A 8.496±0.010 UCAC4 4.91±0.23 4.384±0.076 4.211±0.036 HD 38529 B 13.362±0.010 UCAC4 9.717±0.023 9.036±0.022 8.796±0.019 05584-0439 HD 40397 8.723±0.010 UCAC4 5.662±0.021 5.266±0.038 5.166±0.023 LP 659-4 16.49 Tok14 11.113±0.024 10.637±0.024 10.312±0.021 06066+0431 Ross 413 10.913±0.030 UCAC4 8.942±0.023 8.370±0.053 8.286±0.034 G 106-26 15 Gou04 11.156±0.024 10.649±0.024 10.406±0.024 06173+0506 HD 43587 A 8.41±0.17 UCAC4 4.96±0.27 4.434±0.076 4.205±0.036 HD 43587 B 13.325±0.010 UCAC4 9.088±0.023 8.559±0.042 8.267±0.018 06314-0134 HD 291763 10.055±0.020 UCAC4 8.423±0.029 7.944±0.033 7.801±0.017 LHS 6107 13.870±0.020 UCAC4 10.551±0.026 9.960±0.022 9.758±0.021 06319+0039 HD 291725 9.588±0.080 UCAC4 8.164±0.027 7.808±0.020 7.771±0.018 G 106-52 14.273±0.050 UCAC4 11.077±0.024 10.465±0.022 10.252±0.019 06332+0528 HD 46375 A 8.794±0.010 UCAC4 6.452±0.024 6.072±0.026 6.000±0.023 HD 46375 B 12 RA12 8.701±0.034 8.083±0.053 7.843±0.021 06368+3751 BD+37 1545 9.57±0.23 UCAC4 8.067±0.020 7.730±0.034 7.628±0.018 J06364322+3751316 ...... 11.435±0.027 10.833±0.028 10.601±0.023 06461+3233 HD 263175 A 9.352±0.020 UCAC4 7.021±0.019 6.524±0.026 6.417±0.018 HD 263175 B 12.091±0.050 UCAC4 8.992±0.023 8.428±0.031 8.184±0.014 06523-0510 HD 50281 A 8.822±0.010 UCAC4 5.013±0.252 4.294±0.258 4.107±0.036 HD 50281 B 10 Sou16 6.579±0.034 5.976±0.055 5.723±0.036 07041+7514 HD 51067 A 7.20±0.99 UCAC4 6.139±0.023 5.916±0.018 5.846±0.020 HD 51067 B 8.31±0.99 UCAC4 6.995±0.021 6.647±0.018 6.540±0.023 LP 16-395 15 Tok14 11.175±0.020 10.571±0.015 10.312±0.015 07058+8337 HD 48974 9.10±0.13 UCAC4 7.506±0.032 7.143±0.021 7.082±0.031 LP 4-248 15.146±0.020 UCAC4 11.113±0.020 10.542±0.016 10.27±0.015 07191+6644 HD 55745 A 7.77±0.99 UCAC4 6.716±0.019 6.469±0.018 6.447±0.018 HD 55745 B 12 Tok14 8.882±0.026 8.273±0.020 8.105±0.020 07321-0853 HD 59984 5.98±0.99 UCAC4 5.09±0.27 4.580±0.076 4.480±0.016 BD-08 1964 B 11 Tok14 8.034±0.017 7.459±0.033 7.291±0.024 08082+7155 HD 66171 8.76±0.14 UCAC4 6.980±0.019 6.684±0.016 6.627±0.021 LP 35-148 14.529±0.080 UCAC4 10.878±0.020 10.317±0.019 10.099±0.019 08082+2106 BD+21 1764 A 9.58±0.17 UCAC4 6.860±0.020 6.226±0.042 6.082±0.024 BD+21 1764 B 11 Lep11 7.336±0.021 6.763±0.042 6.522±0.021 08107-1348 18 Pup A 5.59±0.99 UCAC4 4.14±0.23 4.403±0.021 4.348±0.021 18 Pup B 11.815±0.010 UCAC4 8.276±0.019 7.672±0.027 7.418±0.016 08110+7955 BD+80 245 9.955±0.040 UCAC4 8.711±0.039 8.333±0.038 8.261±0.026 G 251-53 14.502±0.060 UCAC4 12.541±0.029 12.027±0.035 11.888±0.023 08138+6306 HD 67850 8.973±0.090 UCAC4 7.173±0.020 6.845±0.020 6.799±0.017 NLTT 19115 13.116±0.050 UCAC4 9.910±0.022 9.335±0.029 9.086±0.022 08161+5706 HD 68638 8.63±0.10 UCAC4 6.065±0.019 5.733±0.021 5.650±0.018 G 194-18 14.36±0.10 UCAC4 10.562±0.022 9.977±0.021 9.719±0.018 08484+2042 HD 75076 9.12±0.24 UCAC4 7.540±0.023 7.308±0.059 7.257±0.023 J08482492+2042188 15 Tok14 11.332±0.021 10.756±0.030 10.511±0.019

58 08492+0329 HD 75302 8.579±0.070 UCAC4 6.238±0.021 5.952±0.049 5.840±0.020 J08490225+0329470 15.228±0.080 UCAC4 10.756±0.024 10.176±0.021 9.911±0.023 08526+2820 ρ Cnc A 6.04±0.99 UCAC4 4.77±0.24 4.27±0.23 4.015±0.036 ρ Cnc B 13.15±0.10 UCAC4 8.560±0.027 7.933±0.040 7.666±0.023 09008+2347 HD 77052 A 9.080±0.010 UCAC4 7.646±0.023 7.400±0.053 7.294±0.023 HD 77052 B 15.404±0.010 UCAC4 11.396±0.020 10.788±0.023 10.576±0.022 09029+0600 BD+06 2091 9.859±0.040 UCAC4 8.668±0.034 8.384±0.075 8.284±0.024 J09025320+0602095 14.535±0.010 UCAC4 11.259±0.024 10.668±0.023 10.447±0.021 09058+5532 HD 77599 8.03±0.99 UCAC4 6.836±0.026 6.571±0.029 6.512±0.018 NLTT 20915 16 Tok14 11.491±0.024 10.896±0.027 10.665±0.021 09152+2323 HD 79498 9.078±0.010 UCAC4 6.851±0.019 6.574±0.026 6.530±0.017 BD+23 2063 B 11.915±0.030 UCAC4 9.144±0.023 8.483±0.029 8.297±0.021 09211+6024 BD+61 1116 9.10±0.99 UCAC4 7.355±0.018 6.952±0.026 6.837±0.020 G 235-24 12.331±0.080 UCAC4 9.132±0.023 8.533±0.017 8.317±0.014 09245+0621 HD 81212 6.740±0.050 GSC2.3 5.809±0.026 5.622±0.031 5.530±0.017 LP 547-41 14.653±0.050 UCAC4 10.603±0.028 10.039±0.033 9.719±0.026 09327+2659 DX Leo 7.16±0.99 UCAC4 5.584±0.020 5.242±0.023 5.119±0.016 HD 82443 B 16.03 Tok14 10.356±0.021 9.858±0.024 9.472±0.018 09353-1019 HD 83008 9.76±0.10 UCAC4 8.039±0.027 7.622±0.036 7.514±0.021 BD-09 2878 B 11.367±0.020 UCAC4 9.081±0.039 8.475±0.044 8.286±0.034 09361+3733 HD 82939 A 8.33±0.99 UCAC4 6.882±0.021 6.585±0.021 6.511±0.027 MCC 549 11.015±0.010 UCAC4 8.085±0.018 7.429±0.026 7.235±0.018 09393+1319 HD 83509 8.59±0.17 UCAC4 6.011±0.018 5.780±0.051 5.699±0.023 J09391981+1318118 15 Tok14 11.562±0.023 10.973±0.031 10.745±0.022 10010+3155 20 LMi A 5.46±0.99 UCAC4 4.27±0.33 4.04±0.26 3.821±0.036 20 LMi B 16 Tok14 10.261±0.018 9.643±0.016 9.275±0.018 10172+2306 39 Leo A 8.477±0.010 UCAC4 4.99±0.26 4.70±0.23 4.512±0.017 39 Leo B 11.40 Tok14 8.355±0.026 7.794±0.047 7.593±0.026 10306+5559 36 UMa 4.88±0.99 UCAC4 4.03±0.22 3.76±0.20 3.64±0.22 36 UMa B 8.86±0.99 UCAC4 6.119±0.020 5.499±0.034 5.361±0.016 10504-1326 BD-12 3277 9.88±0.21 UCAC4 8.404±0.029 8.095±0.033 8.028±0.024 LP 731-61 15 Sal03 11.646±0.050 11.066±0.041 10.833±0.037 10507+5148 LZ UMa 8.44±0.99 UCAC4 6.620±0.020 6.213±0.018 6±10 GJ 3628 14.080±0.090 UCAC4 9.828±0.022 9.247±0.021 9.015±0.018 10585-1046 BD-10 3166 10.052±0.050 UCAC4 8.611±0.032 8.300±0.040 8.124±0.026 LP 731-76 14 Lep11 9.512±0.023 8.965±0.022 8.640±0.021 11047-0413 HH Leo 8.836±0.010 UCAC4 6.302±0.034 5.903±0.036 5.801±0.021 HD 96064 BC 9.8 ESA 97 7.272±0.021 6.620±0.036 6.416±0.016 11152+7329 HD 97584 A 8.728±0.050 UCAC4 5.776±0.026 5.257±0.017 5.134±0.017 HD 97584 B 11 Sal03 7.880±0.024 7.282±0.017 7.031±0.036 11214-2027 SZ Crt 8.752±0.050 UCAC4 6.097±0.024 5.464±0.026 5.302±0.016 HD 98712 B 11.00 Rei04 6.638±0.069 5.859±0.118 5.826±0.047 11218+1811 HD 98736 A 8.67±0.00 UCAC4 6.486±0.023 6.141±0.017 6.028±0.017 BD+19 2443 B 11 Sal03 7.653±0.075 7.091±0.049 6.963±0.055 11378+4150 BD+42 2230 A 9.90±0.12 UCAC4 8.377±0.026 7.972±0.023 7.900±0.036 BD+42 2230 B 15 Sal03 11.040±0.021 10.452±0.021 10.237±0.017 11403+0931 BD+10 2321 9.71±0.07 UCAC4 8.054±0.023 7.622±0.029 7.496±0.038 LP 493-31 13.432±0.030 UCAC4 10.115±0.023 9.544±0.025 9.309±0.021

59 11455+4740 HD 102158 8.14±0.99 UCAC4 6.860±0.026 6.589±0.020 6.509±0.026 G 122-46 14.265±0.030 UCAC4 10.586±0.020 10.066±0.021 9.846±0.020 11475+7702 HD 102326 9.10±0.10 UCAC4 7.429±0.030 7.051±0.040 6.996±0.018 LP 20-89 11.669±0.020 UCAC4 9.203±0.022 8.518±0.026 8.399±0.024 11523+0957 HD 103112 8.882±0.060 UCAC4 5.870±0.019 5.393±0.033 5.248±0.024 LP 493-64 15.705±0.040 UCAC4 11.418±0.027 10.817±0.024 10.558±0.025 12049+1729 HD 104923 8.853±0.010 UCAC4 7.208±0.018 6.832±0.038 6.743±0.016 J12045611+1728119 13.43±0.24 GSC2.3 9.793±0.021 9.183±0.022 8.967±0.020 12051+1933 BD+20 2678 A 9.697±0.010 UCAC4 8.312±0.020 7.995±0.027 7.902±0.018 BD+20 2678 B 14.789±0.040 UCAC4 11.193±0.020 10.609±0.021 10.408±0.016 12069+0548 HD 105219 8.94±0.12 UCAC4 7.175±0.021 6.805±0.031 6.701±0.021 BD+06 2551 B 11 Sal03 8.582±0.035 7.999±0.053 7.841±0.029 12089+2147 BD+22 2442 9.531±0.010 UCAC4 8.144±0.024 7.788±0.020 7.697±0.016 BD+22 2442 B 14 Gou04 11.153±0.019 10.593±0.018 10.38±0.020 12372+3545 BD+36 2288 9.779±0.010 UCAC4 8.467±0.021 8.168±0.020 8.097±0.018 J12371547+3549176 14.785±0.010 UCAC4 11.353±0.019 10.757±0.017 10.519±0.019 12406+4017 HD 110279 A 8.773±0.040 UCAC4 7.376±0.024 7.146±0.020 7.067±0.020 HD 110279 B 9.81±0.00 UCAC4 8.280±0.063 7.864±0.063 7.746±0.063 TYC 3021-982-1 10.993±0.010 UCAC4 9.990±0.029 9.714±0.030 9.670±0.021 J12403633+4017586 13.776±0.020 UCAC4 10.608±0.029 9.994±0.033 9.753±0.021 12482-2448 HD 111261 8.95±0.99 UCAC4 6.760±0.024 6.182±0.023 6.031±0.020 GJ 1164 B 9.33±0.28 UCAC4 7.319±0.027 6.675±0.029 6.491±0.024 12489+1206 HD 111398 8.597±0.010 UCAC4 5.903±0.021 5.610±0.031 5.534±0.018 J12485345+1204326 16 Tok14 11.400±0.021 10.871±0.024 10.570±0.023 12549-0620 BD-05 3596 10.413±0.010 UCAC4 8.281±0.023 7.706±0.057 7.579±0.020 GJ 488.2 B 16.00 Gou04 11.383±0.027 10.831±0.023 10.530±0.022 13081+6337 HD 113337 6.06±0.99 UCAC4 5.187±0.019 5.053±0.018 5.005±0.017 LSPM J1301+6337 14.61±0.26 GSC2.3 10.311±0.021 9.712±0.023 9.443±0.019 13076-1415 HD 114001 8.517±0.010 UCAC4 6.887±0.032 6.692±0.053 6.615±0.016 J13073714-1412130 16 Tok14 11.601±0.024 11.006±0.024 10.729±0.021 13114+0938 HD 114606 A 8.78±0.99 UCAC4 7.534±0.019 7.219±0.036 7.088±0.024 HD 114606 B 12.361±0.010 UCAC4 9.676±0.022 9.070±0.024 8.863±0.020 13169+1701 HD 115404 A 6.65±0.99 UCAC4 4.901±0.037 4.584±0.017 4.381±0.036 HD 115404 B 9.500±0.040 Sou16 6.532±0.027 5.983±0.040 5.749±0.017 13253+4242 BD+43 2328 9.230±0.010 UCAC4 7.869±0.023 7.476±0.021 7.420±0.027 TYC 3031-491-1 11.340±0.080 UCAC4 9.081±0.020 8.450±0.024 8.293±0.022 13274-2138 HD 116963 9.933±0.090 UCAC4 7.940±0.023 7.428±0.046 7.296±0.023 LP 797-105 13.550±0.030 UCAC4 9.656±0.023 9.054±0.024 8.784±0.023 13315-0800 HD 117579 A 9.59±0.11 UCAC4 7.528±0.023 7.210±0.044 7.123±0.020 HD 117579 B 12.420±0.030 UCAC4 9.595±0.026 8.910±0.026 8.734±0.019 13316+5857 HD 117845 8.030±0.050 UCAC4 6.903±0.019 6.634±0.016 6.571±0.017 PM I13312+5857 14.565±0.060 UCAC4 10.951±0.020 10.358±0.015 10.131±0.020 J13313493+5857171 ...... 9.627±0.034 9.044±0.020 8.826±0.022 13321-1115 HD 117676 8.97±0.99 UCAC4 7.547±0.026 7.188±0.023 7.102±0.023 TYC 5548-829-1 12.133±0.010 UCAC4 9.451±0.027 8.775±0.053 8.59±0.019 13470+0621 HD 120066 8.528±0.010 UCAC4 5.212±0.024 4.997±0.061 4.851±0.021 BD+07 2692 10.08±0.12 UCAC4 7.764±0.035 7.187±0.038 7.015±0.017

60 13473+1727 τ Boo A 4.54±0.99 UCAC4 3.62±0.28 3.55±0.24 3.51±0.35 τ Boo B 10.6 Pas01 ...... 14050+0157 HD 122972 9.22±0.18 UCAC4 7.510±0.030 7.198±0.036 7.067±0.029 NLTT 36190 13.518±0.010 UCAC4 10.129±0.026 9.483±0.023 9.269±0.019 14196-0509 HD 125455 A 8.991±0.020 UCAC4 6.089±0.029 5.643±0.040 5.541±0.034 HD 125455 B 15 Gou04 10.486±0.027 9.880±0.026 9.592±0.024 14245+6015 BD+60 1536 9.628±0.030 UCAC4 7.645±0.019 7.150±0.018 7.051±0.018 LP 97-826 14 Sal03 9.734±0.022 9.147±0.021 8.914±0.016 14252+5151 θ Boo 4.10±0.99 UCAC4 3.18±0.24 2.98±0.22 2.74±0.33 θ Boo B 11.458±0.050 UCAC4 7.883±0.020 7.276±0.020 7.055±0.031 14254+2035 HD 126512 7.34±0.99 UCAC4 6.077±0.037 5.775±0.065 5.760±0.020 LSPM J1425+203W 17 Tok14 12.462±0.029 12.006±0.030 11.716±0.023 14260+3422 BD+35 2558 10.202±0.010 UCAC4 8.552±0.019 8.062±0.033 7.985±0.018 G 178-25 13.544±0.010 UCAC4 10.376±0.023 9.859±0.028 9.650±0.022 14336+0920 HD 127871 A 8.938±0.070 UCAC4 7.156±0.021 6.678±0.023 6.593±0.024 HD 127871 B 14.228±0.020 UCAC4 10.233±0.024 9.666±0.022 9.414±0.021 14415+1336 HD 129290 9.174±0.060 UCAC4 7.178±0.021 6.933±0.020 6.873±0.020 HD 129290 B 13.476±0.020 UCAC4 10.348±0.019 9.716±0.028 9.518±0.025 14446-2215 HD 129715 9.322±0.080 UCAC4 7.231±0.021 6.751±0.038 6.570±0.024 LP 858-23 15.342±0.010 UCAC4 10.569±0.023 9.992±0.024 9.644±0.021 14493+4950 HD 130986 8.581±0.010 UCAC4 6.936±0.019 6.658±0.026 6.607±0.016 J14491476+4949390 13.469±0.030 UCAC4 10.238±0.020 9.632±0.016 9.397±0.016 14575-2125 HD 131977 8.694±0.010 UCAC4 3.66±0.26 3.09±0.20 3.048±0.024 HD 131976 8.01 Sal03 4.55±0.26 3.91±0.20 3.80±0.23 GSC 06180-00916 14.000±0.010 UCAC4 12.680±0.023 12.360±0.027 12.297±0.029 14595+4528 HD 132830 8.79±0.11 UCAC4 7.094±0.017 6.724±0.033 6.627±0.021 MCC 56 10.481±0.010 UCAC4 8.099±0.027 7.519±0.036 7.362±0.029 15123+3939 HD 135144 8.66±0.99 UCAC4 6.982±0.018 6.551±0.018 6.469±0.018 LP 222-50 13.645±0.030 UCAC4 9.873±0.021 9.276±0.016 9.069±0.018 15131+1808 BD+18 2985 10.190±0.020 UCAC4 8.636±0.024 8.227±0.018 8.167±0.016 J15125175+1807449 15.970 NOMAD 15.755±0.075 15.124±0.097 14.82±0.14 15164+1648 HD 135792 8.802±0.020 UCAC4 6.528±0.035 6.224±0.044 6.170±0.023 BD+17 2843 B 11 Tok14 7.82±0.19 7.82±0.15 7.726±0.090 15204+0015 HD 136378 9.809±0.020 UCAC4 7.773±0.029 7.382±0.021 7.279±0.027 G 15-18 12.121±0.010 UCAC4 9.426±0.027 8.759±0.033 8.551±0.023 15211+2534 HD 136655 9.13±0.12 UCAC4 7.313±0.044 6.897±0.031 6.767±0.021 HIP 75124 10.821±0.060 UCAC4 8.458±0.027 7.854±0.040 7.658±0.023 15282-0921 HD 137778 7.610±0.010 GSC2.3 5.994±0.027 5.551±0.040 5.461±0.020 15282-0922 HD 137763 6.95±0.99 UCAC4 5.437±0.019 5.052±0.057 4.891±0.018 G 151-61 15 Kle87 10.552±0.023 9.922±0.022 9.632±0.021 15289+5727 HD 138367 6.96±0.99 UCAC4 5.928±0.026 5.713±0.020 5.675±0.015 G 224-69 11.812±0.040 UCAC4 8.826±0.019 8.206±0.026 7.991±0.023 15353+6005 HD 139477 8.70±0.13 UCAC4 6.464±0.024 5.945±0.018 5.832±0.016 LP 99-392 13.401±0.070 UCAC4 9.270±0.021 8.700±0.019 8.412±0.019 15431-1303 HD 140269 8.733±0.010 UCAC4 5.620±0.018 5.346±0.027 5.265±0.023 J15430573-1302525 13 Tok14 10.244±0.024 9.620±0.025 9.390±0.024 15482+0134 V382 Ser 7.53±0.99 UCAC4 5.991±0.021 5.610±0.027 5.501±0.018 HD 141272 B 13.07±0.00 Laz15 9.298±0.020 8.725±0.055 8.456±0.023

61 16024+0339 HD 143809 A 8.82±0.99 UCAC4 7.741±0.023 7.519±0.023 7.439±0.018 HD 143809 B 13.625±0.030 UCAC4 10.347±0.027 9.673±0.023 9.474±0.023 16048+3910 HD 144579 A 8.379±0.010 UCAC4 5.182±0.020 4.824±0.017 4.755±0.016 HD 144579 B 14.206±0.040 UCAC4 9.903±0.021 9.453±0.021 9.159±0.017 16147+3352 σ CrB B 6.58±0.99 UCAC4 6.83±0.98 6.67±0.70 5.057±0.020 σ CrB C 12.229±0.050 UCAC4 8.598±0.018 8.004±0.018 7.752±0.017 16150+6040 HD 146868 8.601±0.010 UCAC4 6.377±0.021 6.038±0.020 6.000±0.026 G 225-51 13.710±0.050 UCAC4 9.818±0.020 9.295±0.019 9.023±0.014 16175+7545 η UMi 8.461±0.010 UCAC4 4.37±0.26 4.28±0.25 4.20±0.38 NLTT 42620 15 Gou04 10.841±0.022 10.277±0.021 9.991±0.016 16239+0315 HD 149162 9.434±0.010 UCAC4 7.159±0.024 6.700±0.055 6.561±0.018 G 17-23 14.538±0.010 UCAC4 10.625±0.026 10.011±0.023 9.775±0.021 16348-0412 HD 149414 9.72±0.99 UCAC4 8.055±0.024 7.637±0.040 7.517±0.024 G 17-27 13.847±0.020 UCAC4 11.086±0.022 10.541±0.022 10.319±0.019 17050-0504 HD 154363 A 7.88±0.99 UCAC4 5.522±0.024 4.942±0.026 4.726±0.023 HD 154363 B 10.193±0.010 UCAC4 6.780±0.029 6.193±0.021 5.975±0.026 17178+227 HD 156985 8.723±0.030 UCAC4 6.128±0.018 5.649±0.020 5.564±0.017 LP 138-36 14.122±0.060 UCAC4 9.768±0.024 9.200±0.018 8.931±0.013 17272+4213 HD 158415 8.37±0.99 UCAC4 7.115±0.019 6.851±0.018 6.777±0.016 TYC 3094-1728-1 10.525±0.040 UCAC4 8.498±0.020 7.947±0.023 7.877±0.021 17411+7225 HD 161897 7.68±0.99 UCAC4 6.284±0.020 5.979±0.018 5.914±0.017 G 258-17 14.678±0.010 UCAC4 10.275±0.022 9.706±0.021 9.442±0.018 17428+1646 BD+16 3263 9.190±0.040 UCAC4 7.536±0.020 7.170±0.026 7.055±0.018 J17425203+1643476 13.726±0.020 UCAC4 10.401±0.022 9.789±0.021 9.57±0.017 17465+2743 µ01 Her A 3.50±0.00 UCAC4 1.87±0.22 1.56±0.18 1.51±0.20 µ02 Her B 9.8 Tok14 5.772±0.023 5.174±0.020 4.953±0.016 17477+2748 BD+27 2891 9.457±0.040 UCAC4 8.282±0.027 8.012±0.038 7.941±0.021 G 182-27 14.623±0.040 UCAC4 11.420±0.025 10.815±0.030 10.606±0.023 18006+6833 BD+68 971 9.53±0.10 UCAC4 8.194±0.019 7.801±0.023 7.721±0.021 J18003695+6832539 12.109±0.080 UCAC4 9.666±0.020 9.008±0.017 8.850±0.020 18006+2934 HD 164595 A 7.14±0.99 UCAC4 5.864±0.019 5.539±0.020 5.482±0.021 HD 164595 B 13 Tok14 9.058±0.020 8.450±0.026 8.234±0.029 18090+2409 HD 166301 7.49±0.99 UCAC4 6.176±0.029 5.925±0.051 5.793±0.023 J18090192+2409041 12 Tok14 9.303±0.030 8.702±0.030 8.484±0.021 18131+4129 HD 167389 7.45±0.99 UCAC4 6.224±0.026 5.968±0.018 5.918±0.018 J18130001+4129198 14.420±0.060 UCAC4 10.207±0.021 9.605±0.020 9.374±0.017 18161+6839 BD+68 986 9.983±0.020 UCAC4 8.774±0.027 8.403±0.018 8.332±0.020 LHS 6332 15 Gou04 11.533±0.020 11.010±0.017 10.798±0.023 18292+1142 HD 170469 8.682±0.070 UCAC4 7.047±0.020 6.779±0.034 6.707±0.018 J18290408+1140523 14.237±0.010 UCAC4 10.501±0.023 9.860±0.021 9.601±0.021 18333+2219 HD 171314 A 9.02±0.99 UCAC4 6.817±0.027 6.283±0.021 6.158±0.017 HD 171314 B 16.14±0.39 GSC2.3 11.117±0.025 10.562±0.019 10.249±0.019 18409+3132 BD+31 3330 A 8.540±0.020 GSC2.3 6.803±0.024 6.328±0.021 6.222±0.017 BD+31 3330 B 12 Sal03 8.210±0.019 7.635±0.020 7.394±0.016 19321-1116 HD 183870 A 7.64±0.99 UCAC4 5.912±0.021 5.451±0.044 5.331±0.026 HD 183870 B 13.894±0.016 Man13 9.604±0.023 8.977±0.057 8.706±0.019

62 19510+1025 o Aql A 5.18±0.99 UCAC4 4.23±0.32 3.86±0.26 3.90±0.25 o Aql B 13.10 Sou16 10.310±0.037 9.721±0.063 9.539±0.021 o Aql C 13.70 Tok14 8.888±0.029 8.301±0.042 8.012±0.034 19553+0624 β Aql A 3.81±0.99 UCAC4 2.29±0.25 1.93±0.20 1.71±0.23 β Aql B 11.80 Dom00 ...... 20007+2243 HD 189733 8.510±0.010 UCAC4 6.073±0.032 5.587±0.031 5.541±0.021 J20004297+2242342 15 NOMAD 10.116±0.041 9.545±0.086 9.323±0.027 20036+2954 HD 190360 A 5.82±0.99 UCAC4 4.55±0.23 4.24±0.25 4.076±0.027 HD 190360 B 15 Sal03 9.554±0.021 9.026±0.019 8.712±0.019 20111+1611 HD 191785 A 8.425±0.010 UCAC4 5.826±0.030 5.421±0.021 5.350±0.024 HD 191785 B 13.932±0.010 UCAC4 9.627±0.018 9.108±0.015 8.883±0.018 20124-1237 ξ Cap 5.89±0.99 UCAC4 4.971±0.020 4.754±0.016 4.634±0.017 BD-13 5608 B ...... 20169+5017 HD 193216 8.23±0.99 UCAC4 6.798±0.023 6.518±0.031 6.405±0.018 BD+49 3245 G 12.985±0.040 UCAC4 9.412±0.023 8.828±0.031 8.568±0.021 20408+1956 HD 197076 A 6.50±0.99 UCAC4 5.252±0.017 5.085±0.051 4.921±0.020 HD 197076 B 11.952±0.010 UCAC4 8.160±0.020 7.645±0.023 7.416±0.016 20462+3358  Cyg A 2.60±0.99 UCAC4 0.64±0.22 0.10±0.16 -0.01±0.20  Cyg C ...... 14.043±0.077 12 13 20473+1052 BD+10 4379 9.732±0.010 UCAC4 7.723±0.023 7.153±0.036 7.003±0.023 J20471669+1051506 10 NOMAD 11.963±0.033 11.494±0.034 11.232±0.032 20599+4016 HD 200077 6.66±0.99 UCAC4 5.450±0.021 5.158±0.021 5.119±0.024 G 210-44 10.622±0.010 UCAC4 8.142±0.030 7.469±0.031 7.339±0.018 21324-2058 HD 204941 8.53±0.99 UCAC4 6.895±0.026 6.475±0.046 6.357±0.018 LP 873-74 11 Sal03 8.470±0.021 7.865±0.036 7.632±0.021 21519+4221 HD 207966 A 7.92±0.99 UCAC4 6.453±0.021 6.124±0.044 6.064±0.016 HD 207966 B 11 Sal03 8.506±0.041 7.870±0.053 7.678±0.018 21546-0318 HD 208177 8.628±0.010 UCAC4 5.391±0.019 5.240±0.031 5.141±0.031 BD-03 5329 B ...... PM I21547-0318 15 Tok14 11.512±0.023 10.880±0.022 10.614±0.020 21575+2856 BD+28 4248 9.19±0.30 UCAC4 7.646±0.027 7.383±0.016 7.332±0.023 J21572970+2854494 13.879±0.040 UCAC4 10.532±0.020 9.879±0.016 9.691±0.013 22066+4323 BD+42 4301 9.19±0.26 UCAC4 7.242±0.018 6.974±0.055 6.864±0.023 J22063482+4322423 14 Lep05 10.778±0.023 10.137±0.031 9.898±0.021 22090-1754 HD 210190 9.70±0.99 UCAC4 8.174±0.024 7.835±0.051 7.756±0.034 LP 819-37 15 Sal03 11.968±0.024 11.393±0.022 11.144±0.021 22159+5440 V447 Lac 8.574±0.010 UCAC4 6.039±0.027 5.641±0.044 5.585±0.023 HD 211472 B 14.05±0.17 UCAC4 9.718±0.025 9.191±0.032 8.934±0.020 22311+4509 HD 213519 8.563±0.010 UCAC4 6.470±0.018 6.203±0.021 6.140±0.018 HD 213519 B 14.116±0.080 UCAC4 10.343±0.022 9.756±0.023 9.497±0.014 22467+1210 ξ Peg A 4.27±0.99 UCAC4 3.36±0.25 3.08±0.21 2.96±0.29 ξ Peg B 12 Tok14 7.944±0.021 7.473±0.021 7.300±0.018 22524+0950 σ Peg A 5.21±0.99 UCAC4 4.23±0.29 3.89±0.23 3.922±0.036 σ Peg B 13.653±0.010 UCAC4 9.657±0.024 9.100±0.024 8.821±0.023 22589+6902 BD+68 1345 A 8.820±0.010 GSC2.3 7.326±0.024 6.961±0.036 6.877±0.024 BD+68 1345 B 15 Gou04 10.588±0.024 9.981±0.029 9.729±0.021 23026+2948 BD+29 4841 9.137±0.010 UCAC4 7.238±0.020 6.781±0.017 6.694±0.017 J23023133+2948016 15.040±0.010 UCAC4 11.124±0.021 10.588±0.028 10.324±0.022

63 23104+4901 HD 218790 7.42±0.99 UCAC4 6.171±0.020 5.899±0.021 5.853±0.023 BD+48 3952 B 10.41 Tok14 6.609±0.089 6.29±0.17 6.320±0.024 23194+7900 V368 Cep A 8.69±0.11 UCAC4 5.898±0.019 5.512±0.044 5.396±0.023 NLTT 56725 16.03±0.29 GSC2.3 10.418±0.023 9.842±0.028 9.524±0.020 V368 Cep B 12 Lep05 8.036±0.018 7.390±0.026 7.196±0.017 23235+4548 HD 220445 8.93±0.00 UCAC4 6.847±0.018 6.391±0.018 6.273±0.021 BD+44 4400 9.356±0.010 UCAC4 7.383±0.024 6.872±0.021 6.741±0.027 23266+4520 HD 220821 8.598±0.030 UCAC4 6.104±0.018 5.775±0.021 5.697±0.023 BD+44 4419 B 10.927±0.010 UCAC4 8.203±0.030 7.568±0.018 7.414±0.018 23355+3101 HD 221830 8.390±0.050 UCAC4 5.694±0.019 5.307±0.029 5.304±0.017 HD 221830 B 14 Tok14 9.484±0.027 9.046±0.042 8.851±0.031 23419-0559 HD 222582 8.779±0.010 UCAC4 6.522±0.019 6.243±0.038 6.173±0.023 HD 222582 B 14.504±0.030 UCAC4 10.392±0.024 9.809±0.021 9.583±0.021 23536+1207 HIP 117809 10.744±0.010 UCAC4 8.403±0.019 7.757±0.027 7.603±0.034 J23533563+1206167 12.295±0.057 Kha09 8.670±0.029 8.031±0.024 7.84±0.031 23556+0042 HD 224157 9.34±0.99 UCAC4 7.804±0.026 7.376±0.024 7.322±0.033 J23553521+0041412 13.60 Lep11 9.930±0.023 9.340±0.023 9.098±0.026 23581+2420 HD 224459 9.05±0.15 UCAC4 6.713±0.026 6.509±0.034 6.416±0.016 BD+23 4830 B 8.908±0.040 UCAC4 8.239±0.024 7.901±0.029 7.789±0.020 BD+23 4830 C 11.760±0.040 UCAC4 10.551±0.021 10.342±0.022 10.248±0.020 G 131-5 14 Sal03 10.633±0.022 10.047±0.021 9.811±0.018 G 131-6 11.666±0.040 UCAC4 9.134±0.041 8.470±0.023 8.333±0.029 23595+4436 BD+43 4596 9.97±0.30 UCAC4 8.372±0.021 7.914±0.018 7.821±0.023 J23593035+4436055 9.972±0.030 UCAC4 9.7 9.2 13.22±0.17 a Referencias de magnitud V – Dom00: Dommanget & Nys (2000); ESA97: The Hipparcos and Tycho Catalogues (1997); GSC2.3: Lasker et al. (2008); Gou04: Gould & Chaname (2004); Kle87: Klemola et al. (1987); Laz15: Lazorenko et al. (2015); Lep11: Lepine et al. (2011); Man13: Mann et al. (2003); NOMAD: Zacharias et al. (2005); Pas01: Pasinetti-Fracassini et al. 2001; RA12: Rojas Ayala (2012); Rei04: Reid et al. (2004); Sal03: Salim & Gould (2003); Sou16: Soubiran et al. (2016); Tok14: Tokovinin et al. (2014); UCAC4: Zacharias et al. (2012). b Magnitudes J, H y K obtenidas de 2MASS.

64 Tabla B.4: Sistemas descartados.

Identificador Nombre Raz´on a WDS

00452+0015 HD 4271 A Secundaria es binaria visual pr´oxima ρ=1.5 arcsec (RAO 4). HD 4271 B 00467-0426 HD 4449 Primaria es binaria visual pr´oxima ρ=0.10 arcsec (LSC 10). LP 646-9 01187-0052 HD 7895 A Primaria es binaria visual pr´oxima ρ=1.0 arcsec (ENG 1). HD 7895 B 01230-1258 HD 8389 A Secundaria es binaria visual pr´oxima ρ=1.6 arcsec (KUI 6). HD 8389 B 02290-1959 HD 15468 A Primaria es binaria visual pr´oxima ρ=0.50 arcsec (RST 2280). HD 15468 C 02361+0653 HD 16160 Primaria es binaria visual pr´oxima ρ=1.7 arcsec (GKl 1). BX Cet 02556+2652 HD 18143 A Primaria es binaria visual pr´oxima ρ=4.8 arcsec (STF 326). HD 18143 C 03321+4340 HD 21727 A Primaria es binaria visual pr´oxima ρ=0.20 arcsec (COU 1688). HD 21727 B 03396+1823 HD 22694 Secundaria es binaria espectrosc´opicaSB2 (Goldberg et al. 2003). Wolf 209 03398+3328 HD 278874 A Movimiento propio total de la primaria <50 mas a−1. HD 278874 B 03520+3947 HD 275867 Movimientos propios diferentes. TYC 2868-639-1 03566+5042 43 Per Primaria es binaria espectrosc´opicaSB2 (Abt et al. 2009). BD+50 860 B 03575-0110 HD 24916 A Secundaria es binaria espectrosc´opica(Simbad). HD 24916 B 04359+1631 Aldebar´anA Espectro de secundaria muy contaminado por la primaria. Aldebar´anB 04429+1843 HD 29836 Secundaria es binaria espectrosc´opica(Simbad). HD 285970 B 05067+5136 9 Aur A Primaria es muy caliente (SpT=F2V). 9 Aur C 05189-2124 HD 34751 A Sistema pr´oximo ρ =4.9 arcsec. HD 34751 B 05445-2227 AK Lep Movimientos propios diferentes. 05445-2227 γ Lep Movimientos propios diferentes. LHS 1781 06173+0506 HD 43587 A Primaria es binaria visual pr´oxima ρ=0.90 arcsec (CAT 1). HD 43587 B 08082+2106 BD+21 1764 A Secundaria es binaria espectrosc´opica SB2 (Skiff et al. 2009). BD+21 1764 B 09245+0621 HD 81212 Primaria es binaria visual pr´oxima ρ=2.1 arcsec (STF 1348). LP 547-41 09393+1319 HD 83509 Primaria es binaria espectrosc´opicaSB2 (Tokovinin et al. 2014). J09391981+1318118

65 10585-1046 BD-10 3166 Movimientos propios diferentes. LP 731-76 11047-0413 HH Leo Secundaria es binaria visual pr´oxima ρ=0.38 arcsec (Caballero 2006). HD 96064 BC 11214-2027 SZ Crt Sistema pr´oximo ρ =4.3 arcsec. HD 98712 B 11455+4740 HD 102158 Movimientos propios diferentes. G 122-46 12406+4017 TYC 3021-982-1 Movimiento propio total de la primaria <50 mas a−1. J12403633+4017586 13076-1415 HD 114001 Primaria es rotador r´apido(Tabernero et al. 2012). J13073714-1412130 13315-0800 HD 117579 A Movimientos propios diferentes. HD 117579 B 13316+5857 HD 117845 Movimiento propio total de la primaria <50 mas a−1. J13313493+5857171 PM I13312+5857 13473+1727 τ Boo A Sistema pr´oximo ρ =1.8 arcsec. τ Boo B 14493+4950 HD 130986 Movimiento propio total de la primaria <50 mas a−1. J14491476+4949390 14575-2125 HD 131977 Secundaria es binaria espectrosc´opicaSB2 (Ren et al. 2010). HD 131976 14575-2125 HD 131977 Movimientos propios diferentes y secundaria es temprana (SpT=g:). GSC 06180-00916 15282-0921 HD 137778 Movimientos propios diferentes. 15282-0922 HD 137763 Movimientos propios diferentes y primaria es binaria visual pr´oxima G 151-61 ρ=0.1 arcsec (BAG 25) 16175+7545 η UMi Primaria es rotador r´apido(Tabernero et al. 2012). NLTT 42620 20124-1237 ξ Cap Movimientos propios diferentes. BD-13 5608 B 20599+4016 HD 200077 Primaria es binaria espectrosc´opicaSB2 (Ren et al. 2010). G 210-44 21546-0318 HD 208177 Movimiento propio total de la primaria <50 mas a−1 y PM I21547-0318 primaria es rotador r´apido(Tabernero et al. 2012). BD-03 5329 B 23104+4901 HD 218790 Sistema pr´oximo ρ =4.4 arcsec. BD+48 3952 B 23194+7900 V368 Cep A Primaria es rotador r´apido(Tabernero et al. 2012). NLTT 56725 V368 Cep B 23581+2420 HD 224459 Primaria es binaria espectrosc´opica(Tabernero et al. 2012). 23581+2420 BD+23 4830 C Movimiento propio total de BD+23 4830 C <50 mas a−1. G 131-5 G 131-6 23595+4436 BD+43 4596 Sistema pr´oximo ρ =2.3 arcsec. J23593035+4436055

66 a Referencias al c´odigoadjunto – BAG: Balega, Y.Y.; CAT: Catala, C. et al.; COU: Couteau, P.; ENG: Engelmann, R; GKI: Golimowski, D.A.; KUI: Kuiper, G.P.; LSC: Lowell-Southern Connecticut; RAO: Riddle, R.L. et al.; RST: Rossiter, R.A.; STF: Struve, F.G.W.

67 Tabla B.5: Espectroscop´ıaen banda K de secundarias compa˜neras(Muestra 1).

a Identificador Nombre EW(Na i) EW(Ca i)H2O–K Ref. WDS [A]˚ [A]˚

00153+5304 G 217-40 7.006±0.055 3.954±0.055 0.8940±0.0020 Roj12 01076+2257 HD 6660 B 6.19±0.16 3.63±0.14 0.8940±0.0050 New14 02482+2704 LP 354-414 5.47±0.19 2.68±0.18 0.8580±0.0050 New14 03042+6142 G 246-22 3.90±0.18 3.29±0.17 0.9240±0.0050 New14 03150+0101 BD+00 549 B 2.09±0.21 1.98±0.27 0.9420±0.0050 New14 03480+4032 UCAC4 653-017808 8.07±0.15 5.76±0.15 0.9580±0.0050 New14 04153-0736 o02 Eri C 3.99±0.16 2.13±0.21 0.8350±0.0050 New14 04559+0440 HD 31412 B 5.60±0.15 4.84±0.20 0.9650±0.0050 New14 05289+1233 HD 35956 B 5.16±0.20 2.97±0.21 0.870±0.0050 New14 05413+5329 HD 233153 B 5.078±0.045 5.206±0.045 1.0160±0.0020 Roj12 05466+0110 HD 38529 B 7.24±0.17 5.19±0.20 0.9820±0.0050 New14 05584-0439 LP 659-4 4.513±0.087 2.242±0.086 0.8210±0.0030 Roj12 06332+0528 HD 46375 B 6.62±0.19 4.97±0.21 0.9880±0.0050 New14 06523-0510 HD 50281 B 4.610±0.070 4.170±0.10 0.9530±0.0050 New14 08107-1348 18 Pup B 4.89±0.23 4.15±0.26 0.9530±0.0050 New14 08492+0329 J08490225+0329470 5.05±0.21 3.23±0.22 0.8610±0.0050 New14 08526+2820 ρ Cnc B 7.53±0.19 3.60±0.24 0.8820±0.0050 New14 10010+3155 20 LMi B 6.56±0.26 1.74±0.24 0.7760±0.0050 New14 10306+5559 36 UMa B 3.56±0.18 4.13±0.19 1.0490±0.0050 New14 12089+2147 BD+22 2442 B 2.54±0.17 1.97±0.25 0.9840±0.0050 New14 12489+1206 J12485345+1204326 4.46±0.22 2.70±0.21 0.8540±0.0050 New14 13114+0938 HD 114606 B 2.90±0.16 3.10±0.16 1.0250±0.0050 New14 13169+1701 HD 115404 B 3.770±0.080 3.84±0.11 0.9950±0.0050 New14 14196-0509 HD 125455 B 4.78±0.27 2.45±0.31 0.8550±0.0050 New14 14446-2215 LP 858-23 6.70±0.16 3.59±0.17 0.8620±0.0050 New14 16048+3910 HD 144579 B 3.03±0.20 1.31±0.16 0.8490±0.0050 New14 17050-0504 HD 154363 B 3.27±0.13 3.09±0.15 0.940±0.0050 New14 17178+227 LP 138-36 4.83±0.17 2.71±0.19 0.8660±0.0050 New14 18006+2934 HD 164595 B 4.78±0.19 3.86±0.18 0.9490±0.0050 New14 18333+2219 HD 171314 B 5.01±0.17 2.35±0.24 0.8350±0.0050 New14 19321-1116 HD 183870 B 4.70±0.26 3.50±0.25 0.880±0.0050 New14 19510+1025 o Aql C 5.07±0.30 3.35±0.27 0.8960±0.0050 New14 19510+1025 o Aql B 5.7 4.2 0.92 Roj10 20036+2954 HD 190360 B 5.36±0.21 2.81±0.15 0.8470±0.0050 New14 20111+1611 HD 191785 B 3.71±0.18 1.97±0.18 0.8520±0.0050 New14 20408+1956 HD 197076 B 3.97±0.13 3.00±0.15 0.9130±0.0050 New14 22159+5440 HD 211472 B 4.75±0.12 3.67±0.13 0.8720±0.0050 New14 22311+4509 HD 213519 B 4.89±0.22 3.34±0.29 0.9280±0.0050 New14 22467+1210 ξ Peg B 4.01±0.25 3.16±0.26 0.9390±0.0050 New14 23355+3101 HD 221830 B 3.09±0.15 2.42±0.19 0.9040±0.0050 New14 23419-0559 HD 222582 B 5.03±0.17 2.97±0.15 0.8920±0.0050 New14 a C´odigode referencias – New14: Newton et al. (2014); Roj10: Rojas-Ayala et al. (2010); Roj12: Rojas-Ayala et al. (2012).

68 Tabla B.6: Espectroscop´ıaen banda K de secundarias compa˜neras(Muestra 2).

Identificador Nombre EW(Na i) Ref.a WDS [A]˚

00153+5304 G 217-40 5.2 Man13 01055+1526 HD 6440 B 3.3 Man13 01076+2257 HD 6660 B 6.1 Man13 01226+1245 BD+12 168 B 4.8 Man13 01572-1015 HD 11964 B 4.4 Man13 02291+2252 BD+22 353 B 3.6 Man13 02442+4914 θ Per B 4.4 Man13 02482+2704 LP 354-414 5.5 New14 03042+6142 G 246-22 3.9 New14 03150+0101 BD+00 549 B 2.0 Man13 03332+4615 HD 21845 B 5.4 Man13 03356+4253 Wolf 191 3.4 Man13 03480+4032 UCAC4 653-017808 8.1 New14 03556+5214 LSPM J0355+5214 4.2 Man13 04153-0736 o02 Eri C 4.0 New14 04397+0952 BD+09 621 B 4.4 Man13 04559+0440 HD 31412 B 5.4 Man13 05003+2508 HD 31867 B 4.5 Man13 05289+1233 HD 35956 B 5.0 Man13 05413+5329 HD 233153 B 4.7 Man15 05427+0241 G 99-27 4.9 Man13 05466+0110 HD 38529 B 6.9 Man13 05584-0439 LP 659-4 4.4 Man14 06319+0039 G 106-52 3.9 Man13 06332+0528 HD 46375 B 6.6 New14 06368+3751 J06364322+3751316 6.2 Man13 06461+3233 HD 263175 B 3.4 Man13 06523-0510 HD 50281 B 4.2 Man15 07191+6644 HD 55745 B 4.8 Man13 08107-1348 18 Pup B 4.7 Man13 08138+6306 NLTT 19115 3.9 Man13 08161+5706 G 194-18 4.3 Man13 08492+0329 J08490225+0329470 5.1 New14 08526+2820 ρ Cnc B 7.1 Man15 09029+0600 J09025320+0602095 4.0 Man13 09152+2323 BD+23 2063 B 5.4 Man13 09211+6024 G 235-24 4.1 Man13 09327+2659 HD 82443 B 4.2 Man14 10010+3155 20 LMi B 6.4 Man14 10306+5559 36 UMa B 3.9 Man15 10507+5148 GJ 3628 5.1 Man13 11378+4150 BD+42 2230 B 4.2 Man13 11403+0931 LP 493-31 3.8 Man13 12049+1729 J12045611+1728119 4.9 Man13 12069+0548 BD+06 2551 B 3.5 Man13 12089+2147 BD+22 2442 B 2.7 Man13 12372+3545 J12371547+3549176 4.6 Man13 12489+1206 J12485345+1204326 4.5 New14 13114+0938 HD 114606 B 2.9 Man13

69 13169+1701 HD 115404 B 3.7 Man13 13274-2138 LP 797-105 5.3 Man13 14050+0157 NLTT 36190 4.8 Man13 14196-0509 HD 125455 B 4.8 Man13 14245+6015 LP 97-826 5.4 Man13 14252+5151 θ Boo B 4.7 Man13 14254+2035 LSPM J1425+203W 1.4 Man14 14446-2215 LP 858-23 6.7 New14 15123+3939 LP 222-50 4.2 Man13 15164+1648 BD+17 2843 B 3.0 Man13 15204+0015 G 15-18 3.2 Man13 15289+5727 G 224-69 4.3 Man13 15353+6005 LP 99-392 5.4 Man13 16048+3910 HD 144579 B 2.4 Man13 16147+3352 σ CrB C 4.5 Man13 16150+6040 G 225-51 4.1 Man13 17050-0504 HD 154363 B 3.0 Man13 17178+227 LP 138-36 4.1 Man13 17428+1646 J17425203+1643476 3.8 Man13 17465+2743 µ02 Her B 6.6 Man13 17477+2748 G 182-27 4.3 Man13 18006+2934 HD 164595 B 4.6 Man13 18006+6833 J18003695+6832539 4.1 Man13 18333+2219 HD 171314 B 5.0 New14 18409+3132 BD+31 3330 B 3.5 Man13 19321-1116 HD 183870 B 5.0 Man13 19510+1025 ω Aql C 5.1 New14 19510+1025 ω Aql B 5.2 Man13 20036+2954 HD 190360 B 5.5 Man13 20111+1611 HD 191785 B 3.8 Man13 20169+5017 BD+49 3245 G 5.1 Man13 20408+1956 HD 197076 B 3.7 Man13 20473+1052 J20471669+1051506 3.2 Man14 21519+4221 HD 207966 B 4.3 Man13 21575+2856 J21572970+2854494 5.6 Man13 22066+4323 J22063482+4322423 6.3 Man13 22159+5440 HD 211472 B 4.9 Man13 22311+4509 HD 213519 B 5.3 Man13 22467+1210 ξ Peg B 3.8 Man13 22524+0950 σ Peg B 4.3 Man13 23355+3101 HD 221830 B 3.1 New14 23419-0559 HD 222582 B 4.8 Man13 23556+0042 J23553521+0041412 4.8 Man13 a C´odigode referencias – New14: Newton et al. (2014); Man13: Mann et al. (2013); Man14: Mann et al. (2014); Man15: Mann et al. (2015).

70 Tabla B.7: Primarias con [Fe/H] solar en 2σ a

∗ Identificador Nombre SpT Teff log g ξ [Fe/H] WDS [K] [km/s] [dex]

00153+5304 G 217-41 K3 5160±73 4.43±0.17 0.59±0.20 0.030±0.051 01076+2257 HD 6660 A K4V 4789±160 4.38±0.41 0.79±0.43 0.030±0.081 01215+3120 EN Psc K2V 5052±50 4.42±0.14 0.75±0.16 -0.020±0.032 01226+1245 BD+12 168 A K3V 4911±140 4.33±0.31 0.65±0.44 -0.030±0.091 02291+2252 BD+22 353 A K7V 5181±58 4.40±0.15 0.53±0.18 -0.070±0.041 02442+4914 θ Per A F8V 6389±38 4.560±0.080 1.670±0.050 0.040±0.032 02482+2704 BC Ari K1V 5298±35 4.410±0.090 0.960±0.080 0.000±0.032 05003+2508 HD 31867 A G2V 5677±23 4.450±0.070 0.850±0.040 -0.010±0.022 05264+0351 HD 35638 F5 6637±53 4.69±0.11 1.610±0.080 0.010±0.032 05413+5329 V538 Aur K1V 5292±32 4.380±0.090 0.980±0.060 0.040±0.022 05427+0241 HD 38014 K1V 5104±51 4.36±0.14 0.63±0.14 -0.044±0.032 06368+3751 BD+37 1545 G5 5403±37 4.350±0.090 0.670±0.080 0.060±0.032 08107-1348 18 Pup A F6.5V 6414±51 4.650±0.090 1.700±0.080 -0.010±0.032 08484+2042 HD 75076 F8 6082±27 4.370±0.080 1.140±0.040 -0.030±0.022 09008+2347 HD 77052 A K0 5761±20 4.380±0.070 0.940±0.030 0.040±0.022 09058+5532 HD 77599 G0 5959±20 4.470±0.050 1.020±0.030 0.030±0.022 12406+4017 HD 110279 A G0 6308±52 4.90±0.12 1.530±0.080 0.000±0.041 13274-2138 HD 116963 K4V 4797±130 4.51±0.33 0.95±0.40 -0.090±0.071 14050+0157 HD 122972 K0 5523±22 4.360±0.070 0.740±0.050 -0.010±0.022 14245+6015 BD+60 1536 K5 4915±92 4.42±0.24 0.90±0.26 -0.010±0.051 14595+4528 HD 132830 K0 5172±43 4.45±0.11 0.75±0.12 -0.060±0.032 15289+5727 HD 138367 F6IV 6510±79 4.87±0.15 1.96±0.13 -0.040±0.051 16239+0315 HD 149162 K0V 5252±53 4.33±0.13 0.40±0.19 -0.010±0.040 17411+7225 HD 161897 K0 5601±29 4.460±0.090 0.920±0.050 0.000±0.022 18006+6833 BD+68 971 K2 5327±33 4.530±0.080 0.910±0.080 -0.020±0.022 18131+4129 HD 167389 F8V 5986±23 4.520±0.060 1.070±0.030 0.040±0.022 18333+2219 HD 171314 A K4V 4744±99 4.49±0.30 0.52±0.35 -0.010±0.061 20169+5017 HD 193216 G5 5141±30 4.390±0.080 0.740±0.060 0.000±0.020 22311+4509 HD 213519 A G5 5818±15 4.400±0.030 0.960±0.030 0.000±0.014 23235+4548 HD 220445 K0 5064±74 4.37±0.19 0.70±0.22 0.020±0.051 23419-0559 HD 222582 A G5 5787±25 4.370±0.070 0.970±0.030 0.000±0.051 23556+0042 HD 224157 K0 5285±43 4.35±0.12 0.830±0.090 0.050±0.032 a Todos los valores obtenidos con SteP ar (Tabernero et al. 2012).

71 Tabla B.8: Secundarias seleccionadas para el ajuste fotom´etrico.

∗ Identificador Nombre (V − K) MK ∆(V − K) [Fe/H] WDS [mag] [mag] [mag] [dex]

00385+4300 LP 193-345 3.713±0.036 6.26±0.44 -0.94±0.22 -0.700±0.081 01055+1526 HD 6440 B 3.482±0.017 4.26±0.19 0.42±0.24 -0.250±0.032 01340-0141 LP 588-9 3.94±0.038 6.63±0.71 -0.89±0.34 -0.730±0.032 01450-0104 LP 588-44 4.20±0.14 6.45±0.42 -0.55±0.25 -0.370±0.032 01572-1015 HD 11964 B 3.502±0.040 5.01±0.10 -0.33±0.10 0.060±0.022 03042+6142 G 246-22 4.513±0.071 6.183±0.080 -0.104±0.086 -0.300±0.022 03078+2533 HD 19381 B 5.026±0.023 6.36±0.31 0.32±0.16 0.110±0.022 03150+0101 BD+00 549 B 3.824±0.046 6.40±0.72 -0.90±0.36 -0.880±0.041 03203+0902 HD 20727 B 4.834±0.073 6.77±0.33 0.12±0.22 -0.240±0.020 03356+4253 Wolf 191 3.712±0.035 4.8±2.4 0.1±2.3 -0.370±0.032 03480+4032 UCAC4 653-017808 4.258±0.052 4.94±0.12 0.48±0.12 0.280±0.022 03556+5214 LSPM J0355+5214 4.304±0.022 7.23±0.10 -0.830±0.060 -0.320±0.022 04397+0952 BD+09 621 B 4.740±0.031 6.99±0.23 -0.27±0.12 -0.370±0.041 05003+2508 HD 31867 B 4.005±0.029 5.61±0.22 -0.28±0.14 -0.010±0.022 05289+1233 HD 35956 B 5.133±0.035 6.54±0.14 0.342±0.075 -0.050±0.022 05413+5329 HD 233153 B 4.007±0.043 5.313±0.036 -0.078±0.051 0.040±0.022 05427+0241 G 99-27 4.644±0.038 6.03±0.18 0.11±0.10 -0.040±0.032 05466+0110 HD 38529 B 4.566±0.021 5.826±0.081 0.149±0.051 0.32±0.022 06314-0134 LHS 6107 4.112±0.029 5.99±0.49 -0.39±0.27 -0.61±0.032 06319+0039 G 106-52 4.021±0.053 5.51±0.49 -0.20±0.33 -0.290±0.022 06461+3233 HD 263175 B 3.906±0.050 6.09±0.13 -0.656±0.087 -0.380±0.032 07058+8337 LP 4-248 4.876±0.025 6.51±0.22 0.10±0.11 -0.150±0.022 08082+7155 LP 35-148 4.430±0.082 6.76±0.19 -0.47±0.12 -0.280±0.022 08107-1348 18 Pup B 4.398±0.019 5.669±0.037 0.074±0.030 -0.010±0.032 08110+7955 G 251-53 2.614±0.064 5.4±1.1 -1.51±0.77 -1.580±0.071 08138+6306 NLTT 19115 4.029±0.054 5.91±0.20 -0.44±0.13 -0.090±0.014 08161+5706 G 194-18 4.64±0.11 7.18±0.12 -0.46±0.12 -0.240±0.022 08492+0329 J08490225+0329470 5.317±0.083 7.45±0.11 0.06±0.11 0.050±0.022 08526+2820 ρ Cnc B 5.48±0.10 7.209±0.052 0.36±0.11 0.290±0.041 09008+2347 HD 77052 B 4.828±0.024 6.70±0.33 -0.04±0.16 0.040±0.022 09152+2323 BD+23 2063 B 3.618±0.037 4.98±0.15 -0.20±0.13 0.210±0.022 09211+6024 G 235-24 4.014±0.081 4.95±0.34 0.22±0.31 -0.220±0.022 09353-1019 BD-09 2878 B 3.081±0.039 4.46±0.46 -0.22±0.53 -0.130±0.032 09361+3733 MCC 549 3.780±0.021 4.29±0.19 0.67±0.23 0.060±0.022 10306+5559 36 UMa B 3.50±0.99 4.830±0.024 -0.19±0.99 -0.050±0.014 10507+5148 GJ 3628 5.065±0.092 6.95±0.28 0.08±0.17 -0.110±0.022 11403+0931 LP 493-31 4.123±0.037 6.12±0.40 -0.46±0.21 -0.280±0.032 11475+7702 LP 20-89 3.269±0.031 4.64±0.22 -0.23±0.23 0.150±0.022 11523+0957 LP 493-64 5.147±0.047 6.11±0.33 0.57±0.18 0.220±0.061 12051+1933 BD+20 2678 B 4.381±0.043 5.77±0.58 -0.00±0.35 -0.070±0.032 12372+3545 J12371547+3549176 4.266±0.021 5.96±0.46 -0.23±0.25 -0.050±0.022 12406+4017 J12403633+4017586 4.020±0.029 5.82±0.37 -0.39±0.22 0.000±0.041 12482-2448 GJ 1164 B 2.84±0.28 4.94±0.39 -0.95±0.44 -0.520±0.041 13114+0938 HD 114606 B 3.498±0.022 4.99±0.31 -0.34±0.27 -0.510±0.022 13253+4242 TYC 3031-491-1 3.047±0.083 4.86±0.25 -0.67±0.25 -0.400±0.032 13274-2138 LP 797-105 4.770±0.038 5.81±0.30 0.37±0.18 -0.090±0.071 13321-1115 TYC 5548-829-1 3.540±0.021 4.86±0.26 -0.17±0.24 -0.210±0.022 13470+0621 BD+07 2692 3.07±0.12 4.512±0.072 -0.29±0.14 0.080±0.014 14050+0157 NLTT 36190 4.250±0.021 5.59±0.29 -0.02±0.18 -0.010±0.022

72 14260+3422 G 178-25 3.890±0.024 5.73±0.50 -0.47±0.30 -0.790±0.032 14336+0920 HD 127871 B 4.814±0.029 6.86±0.22 -0.13±0.11 -0.110±0.032 14415+1336 HD 129290 B 3.958±0.032 5.29±0.34 -0.12±0.25 -0.120±0.022 14446-2215 LP 858-23 5.698±0.023 7.54±0.92 0.39±0.55 0.170±0.060 14595+4528 MCC 56 3.119±0.031 4.71±0.14 -0.45±0.14 -0.060±0.032 15123+3939 LP 222-50 4.576±0.035 6.68±0.12 -0.282±0.066 -0.210±0.032 15204+0015 G 15-18 3.570±0.025 5.40±0.31 -0.58±0.22 -0.440±0.022 15211+2534 HIP 75124 3.163±0.064 4.58±0.27 -0.27±0.29 0.160±0.050 15289+5727 G 224-69 3.821±0.046 4.749±0.069 0.213±0.081 -0.040±0.050 15353+6005 LP 99-392 4.980±0.072 7.006±0.062 -0.030±0.079 -0.130±0.060 16048+3910 HD 144579 B 5.047±0.043 8.349±0.029 -0.850±0.051 -0.720±0.022 16147+3352 σ CrB C 4.477±0.052 6.07±0.11 -0.077±0.078 -0.040±0.014 16150+6040 G 225-51 4.687±0.052 6.585±0.069 -0.125±0.062 -0.300±0.014 16239+0315 G 17-23 4.763±0.023 6.60±0.22 0.14±0.14 0.010±0.040 16348-0412 G 17-27 3.582±0.028 7.05±0.31 -1.37±0.194 -1.160±0.060 17178+227 LP 138-36 5.191±0.061 7.620±0.052 -0.167±0.069 -0.220±0.032 17272+4213 TYC 3094-1728-1 2.650±0.045 4.40±0.14 -0.59±0.17 0.120±0.022 17411+7225 G 258-17 5.236±0.021 7.054±0.073 0.192±0.042 0.000±0.022 17428+1646 17425203+1643476 4.156±0.026 5.3±3.8 0.1±2.9 -0.230±0.032 17477+2748 G 182-27 4.017±0.046 5.65±0.60 -0.29±0.38 -0.060±0.022 18006+6833 J18003695+6832539 3.259±0.082 4.89±0.28 -0.48±0.26 -0.020±0.022 18131+4129 J18130001+4129198 5.046±0.062 6.724±0.072 0.166±0.071 0.040±0.022 18292+1142 J18290408+1140523 4.636±0.023 5.61±0.32 0.35±0.21 0.280±0.022 20111+1611 HD 191785 B 5.049±0.021 7.336±0.069 -0.144±0.043 -0.170±0.032 20169+5017 BD+49 3245 G 4.417±0.045 6.127±0.087 0.096±0.073 0.000±0.020 20408+1956 HD 197076 B 4.536±0.019 5.814±0.053 0.128±0.036 -0.090±0.014 21575+2856 J21572970+2854494 4.188±0.042 5.54±0.38 -0.055±0.251 0.150±0.022 22159+5440 HD 211472 B 5.11±0.17 7.268±0.057 -0.045±0.171 -0.050±0.022 22311+4509 HD 213519 B 4.619±0.081 6.39±0.13 -0.10±0.10 0.000±0.014 22524+0950 σ Peg B 4.830±0.025 6.638±0.046 -0.006±0.034 -0.110±0.032 23235+4548 BD+44 4400 2.615±0.029 4.23±0.16 -0.41±0.21 0.020±0.050 23266+4520 BD+44 4419 B 3.513±0.021 4.62±0.19 0.04±0.20 -0.180±0.022 23419-0559 HD 222582 B 4.921±0.037 6.48±0.16 0.161±0.085 0.000±0.022

73 Tabla B.9: Metalicidades espectrosc´opicas(Muestras 1 y 2) calculadas en esta memoria.

Identificador Nombre [Fe/H]∗ a RA12 Ter12 New14 Este trabajo WDS Simbad [dex] [dex] [dex] [dex] [dex]

00153+5304 G 217-40 0.030±0.050 0.2082±0.0097 0.2767±0.0086 0.2915±0.0027 0.03 01055+1526 HD 6440 B -0.250±0.030 ...... -0.37 01076+2257 HD 6660 B 0.030±0.080 0.081±0.026 0.142±0.024 0.227±0.018 0.16 01226+1245 BD+12 168 B -0.030±0.090 ...... -0.03 01572-1015 HD 11964 B 0.060±0.020 ...... -0.12 02291+2252 BD+22 353 B -0.070±0.040 ...... -0.29 02442+4914 θ Per B 0.040±0.030 ...... -0.12 02482+2704 LP 354-414 0.000±0.030 -0.081±0.033 -0.017±0.029 0.127±0.032 0.08 03042+6142 G 246-22 -0.300±0.020 -0.227±0.029 -0.201±0.028 -0.232±0.053 -0.22 03150+0101 BD+00 549 B -0.880±0.040 -0.585±0.040 -0.555±0.036 -0.885±0.091 -0.79 03332+4615 HD 21845 B -0.090±0.030 ...... 0.06 03356+4253 Wolf 191 -0.370±0.030 ...... -0.35 03480+4032 UCAC4 653-017808 0.280±0.020 0.451±0.025 0.541±0.023 0.2968±0.0050 0.24 03556+5214 LSPM J0355+5214 -0.320±0.020 ...... -0.16 04153-0736 o02 Eri C -0.370±0.020 -0.296±0.035 -0.249±0.027 -0.206±0.046 -0.20 04397+0952 BD+09 621 B -0.370±0.040 ...... -0.12 04559+0440 HD 31412 B 0.080±0.020 0.092±0.029 0.136±0.026 0.148±0.024 0.07 05003+2508 HD 31867 B -0.010±0.020 ...... -0.079 05289+1233 HD 35956 B -0.050±0.020 -0.087±0.036 -0.0390±0.032 0.0716±0.039 0.00 05413+5329 HD 233153 B 0.040±0.020 0.0306±0.0070 0.0769±0.0071 0.0557±0.0090 -0.06 05427+0241 G 99-27 -0.040±0.030 ...... -0.02 05466+0110 HD 38529 B 0.320±0.020 0.268±0.030 0.375±0.028 0.3003±0.0053 0.22 05584-0439 LP 659-4 -0.140±0.020 -0.208±0.016 -0.165±0.014 -0.069±0.021 -0.11 06319+0039 G 106-52 -0.290±0.020 ...... -0.22 06332+0528 HD 46375 B 0.230±0.060 0.176±0.031 0.272±0.031 0.268±0.015 0.20 06368+3751 J06364322+3751316 0.060±0.030 ...... 0.17 06461+3233 HD 263175 B -0.380±0.030 ...... -0.34 06523-0510 HD 50281 B -0.150±0.050 -0.073±0.015 -0.045±0.013 -0.046±0.017 -0.16 07191+6644 HD 55745 B 0.230±0.020 ...... -0.03 08107-1348 18 Pup B -0.010±0.030 -0.049±0.040 -0.010±0.037 0.017±0.049 -0.06 08138+6306 NLTT 19115 -0.090±0.010 ...... -0.23 08161+5706 G 194-18 -0.240±0.020 ...... -0.12 08492+0329 J08490225+0329470 0.050±0.020 -0.053±0.038 -0.028±0.033 0.050±0.042 0.02 08526+2820 ρ Cnc B 0.290±0.040 0.232±0.039 0.321±0.032 0.3052±0.0016 0.23 09029+0600 J09025320+0602095 -0.120±0.020 ...... -0.21 09152+2323 BD+23 2063 B 0.210±0.020 ...... 0.07 09211+6024 G 235-24 -0.220±0.020 ...... -0.17 09327+2659 HD 82443 B -0.110±0.020 ...... -0.16 10010+3155 20 LMi B 0.210±0.010 0.006±0.048 0.0816±0.034 0.262±0.022 0.18 10306+5559 36 UMa B -0.050±0.010 -0.258±0.027 -0.226±0.029 -0.335±0.057 -0.23 10507+5148 GJ 3628 -0.110±0.020 ...... 0.02 11378+4150 BD+42 2230 B -0.110±0.030 ...... -0.15 11403+0931 LP 493-31 -0.280±0.030 ...... -0.24 12049+1729 J12045611+1728119 -0.180±0.020 ...... -0.02 12069+0548 BD+06 2551 B -0.190±0.020 ...... -0.32 12089+2147 BD+22 2442 B -0.710±0.030 -0.563±0.034 -0.514±0.031 -0.699±0.068 -0.55 12372+3545 J12371547+3549176 -0.050±0.020 ...... -0.07 12489+1206 J12485345+1204326 0.050±0.010 -0.182±0.038 -0.147±0.034 -0.082±0.055 -0.10 13114+0938 HD 114606 B -0.510±0.020 -0.419±0.024 -0.389±0.025 -0.561±0.059 -0.48

74 13169+1701 HD 115404 B -0.250±0.020 -0.231±0.016 -0.2014±0.014 -0.270±0.024 -0.26 13274-2138 LP 797-105 -0.090±0.070 ...... 0.05 14050+0157 NLTT 36190 -0.010±0.020 ...... -0.02 14196-0509 HD 125455 B -0.210±0.030 -0.184±0.052 -0.126±0.044 -0.007±0.060 -0.03 14245+6015 LP 97-826 -0.100±0.050 ...... 0.07 14252+5151 θ Boo B ...... -0.05 14254+2035 LSPM J1425+203W -0.600±0.020 ...... -0.99 14446-2215 LP 858-23 0.170±0.060 0.172±0.030 0.219±0.025 0.274±0.012 0.21 15123+3939 LP 222-50 -0.210±0.030 ...... -0.15 15164+1648 BD+17 2843 B -0.310±0.020 ...... -0.45 15204+0015 G 15-18 -0.440±0.020 ...... -0.39 15289+5727 G 224-69 -0.040±0.050 ...... -0.14 15353+6005 LP 99-392 -0.130±0.060 ...... 0.06 16048+3910 HD 144579 B -0.720±0.020 -0.527±0.031 -0.449±0.030 -0.514±0.072 -0.64 16147+3352 σ CrB C -0.040±0.010 ...... -0.09 16150+6040 G 225-51 -0.300±0.010 ...... -0.16 17050-0504 HD 154363 B ... -0.328±0.023 -0.307±0.021 -0.430±0.044 -0.45 17178+227 LP 138-36 -0.220±0.030 -0.153±0.032 -0.103±0.028 0.004±0.037 -0.17 17428+1646 J17425203+1643476 -0.230±0.030 ...... -0.25 17465+2743 µ02 Her B 0.270±0.020 ...... 0.20 17477+2748 G 182-27 -0.060±0.020 ...... -0.12 18006+2934 HD 164595 B -0.080±0.010 -0.092±0.030 -0.047±0.029 -0.007±0.042 -0.07 18006+6833 J18003695+6832539 -0.020±0.020 ...... -0.18 18333+2219 HD 171314 B -0.100±0.060 -0.152±0.039 -0.096±0.030 0.042±0.035 0.01 18409+3132 BD+31 3330 B -0.490±0.020 ...... -0.32 19321-1116 HD 183870 B -0.100±0.060 -0.074±0.044 -0.060±0.040 -0.025±0.060 0.01 19510+1025 o Aql B 0.160±0.020 0.069 0.11 0.16 0.04 19510+1025 o Aql C 0.160±0.020 -0.073±0.048 -0.030±0.046 0.054±0.060 0.02 20036+2954 HD 190360 B 0.210±0.020 -0.062±0.031 -0.017±0.030 0.108±0.037 0.08 20111+1611 HD 191785 B -0.170±0.030 -0.363±0.032 -0.306±0.028 -0.288±0.055 -0.24 20169+5017 BD+49 3245 G 0.000±0.020 ...... 0.03 20408+1956 HD 197076 B -0.090±0.010 -0.248±0.024 -0.211±0.021 -0.212±0.037 -0.27 20473+1052 J20471669+1051506 ...... -0.40 21519+4221 HD 207966 B -0.050±0.020 ...... -0.14 21575+2856 J21572970+2854494 0.150±0.020 ...... 0.09 22066+4323 J22063482+4322423 ...... 0.17 22159+5440 HD 211472 B -0.050±0.020 -0.037±0.023 -0.036±0.019 -0.0135±0.027 -0.00 22311+4509 HD 213519 B 0.000±0.010 -0.126±0.043 -0.067±0.038 0.017±0.047 0.05 22467+1210 ξ Peg B -0.200±0.020 -0.246±0.041 -0.203±0.039 -0.200±0.071 -0.23 22524+0950 σ Peg B -0.110±0.030 ...... -0.13 23355+3101 HD 221830 B -0.410±0.020 -0.406±0.030 -0.372±0.025 -0.493±0.053 -0.43 23419-0559 HD 222582 B 0.000±0.020 -0.124±0.027 -0.065±0.026 0.046±0.035 -0.02 23556+0042 J23553521+0041412 0.050±0.030 ...... -0.03 a Valores proporcionados por SteP ar (Tabernero et al. 2012). No han sido calculados en este trabajo.

75 Tabla B.10: Metalicidades fotom´etricascalculadas en esta memoria.

Identificador Nombre BO05 JA09 SL10 N12 Este trabajo WDS Simbad [dex] [dex] [dex] [dex] [dex]

00385+4300 LP 193-345 -0.72±0.17 -0.60±0.25 -0.72±0.23 -0.57±0.16 -0.60±0.57 01055+1526 HD 6440 B 0.21±0.15 0.36±0.11 0.178±0.063 0.081±0.045 0.22±0.28 01340-0141 LP 588-9 -0.67±0.23 -0.64±0.40 -0.72±0.35 -0.57±0.25 -0.57±0.95 01450-0104 LP 588-44 -0.42±0.18 -0.33±0.26 -0.43±0.24 -0.36±0.17 -0.37±0.56 01572-1015 HD 11964 B -0.276±0.072 -0.037±0.063 -0.168±0.068 -0.168±0.049 -0.25±0.14 03042+6142 G 246-22 -0.123±0.051 0.088±0.072 -0.051±0.066 -0.084±0.047 -0.12±0.11 03078+2533 HD 19381 B 0.08±0.12 0.44±0.18 0.26±0.16 0.14±0.11 0.12±0.41 03150+0101 BD+00 549 B -0.69±0.26 -0.60±0.40 -0.70±0.36 -0.56±0.26 -0.58±0.94 03203+0902 HD 20727 B -0.14±0.10 0.05±0.20 -0.08±0.17 -0.10±0.12 -0.09±0.45 03356+4253 Wolf 191 0.0±1.6 0.2±1.3 0.1±1.3 0.04±0.94 0.0±3.2 03480+4032 UCAC4 653-017808 0.353±0.086 0.569±0.083 0.464±0.083 0.288±0.060 0.22±0.17 03556+5214 LSPM J0355+5214 -0.570±0.027 -0.678±0.061 -0.735±0.056 -0.577±0.041 -0.54±0.15 04397+0952 BD+09 621 B -0.251±0.061 -0.16±0.13 -0.26±0.12 -0.240±0.085 -0.21±0.37 05003+2508 HD 31867 B -0.21±0.11 -0.02±0.13 -0.13±0.13 -0.144±0.094 -0.23±0.28 05289+1233 HD 35956 B 0.069±0.048 0.428±0.081 0.261±0.072 0.142±0.052 0.14±0.18 05413+5329 HD 233153 B -0.048±0.038 0.150±0.040 0.043±0.041 -0.017±0.029 -0.106±0.053 05427+0241 G 99-27 0.020±0.079 0.29±0.10 0.138±0.099 0.052±0.071 0.00±0.23 05466+0110 HD 38529 B 0.065±0.040 0.339±0.049 0.187±0.048 0.088±0.034 0.02±0.10 06314-0134 LHS 6107 -0.30±0.22 -0.14±0.28 -0.26±0.27 -0.23±0.19 -0.29±0.63 06319+0039 G 106-52 -0.15±0.26 0.05±0.28 -0.06±0.29 -0.10±0.21 -0.18±0.63 06461+3233 HD 263175 B -0.501±0.069 -0.363±0.085 -0.477±0.081 -0.391±0.059 -0.44±0.17 07058+8337 LP 4-248 -0.039±0.076 0.23±0.12 0.07±0.11 0.007±0.079 -0.00±0.29 08082+7155 LP 35-148 -0.370±0.076 -0.30±0.13 -0.40±0.11 -0.335±0.082 -0.33±0.26 08107-1348 18 Pup B 0.036±0.022 0.279±0.027 0.142±0.026 0.055±0.019 -0.021±0.048 08110+7955 G 251-53 -1.40±0.60 -0.68±0.60 -1.09±0.64 -0.83±0.46 -0.9±1.4 08138+6306 NLTT 19115 -0.33±0.10 -0.17±0.12 -0.28±0.12 -0.253±0.086 -0.32±0.26 08161+5706 G 194-18 -0.349±0.063 -0.35±0.11 -0.44±0.10 -0.363±0.073 -0.32±0.19 08492+0329 J08490225+0329470 -0.085±0.037 0.065±0.090 -0.051±0.090 -0.084±0.065 -0.02±0.18 08526+2820 ρ Cnc B 0.020±0.036 0.327±0.081 0.208±0.085 0.103±0.062 0.150±0.096 09008+2347 HD 77052 B -0.12±0.10 0.08±0.19 -0.05±0.16 -0.09±0.12 -0.08±0.45 09152+2323 BD+23 2063 B -0.164±0.096 0.050±0.086 -0.065±0.091 -0.094±0.065 -0.17±0.20 09211+6024 G 235-24 0.17±0.22 0.36±0.20 0.26±0.21 0.14±0.15 0.07±0.46 09353-1019 BD-09 2878 B -0.32±0.33 0.03±0.26 -0.21±0.20 -0.20±0.15 -0.16±0.66 09361+3733 MCC 549 0.43±0.14 0.54±0.11 0.400±0.067 0.241±0.048 0.36±0.28 10306+5559 36 UMa B -0.18±0.88 0.05±0.62 -0.08±0.78 -0.10±0.56 -0.16±0.57 10507+5148 GJ 3628 -0.081±0.085 0.14±0.18 0.01±0.16 -0.04±0.11 -0.01±0.40 11403+0931 LP 493-31 -0.35±0.17 -0.21±0.23 -0.32±0.21 -0.28±0.15 -0.33±0.52 11475+7702 LP 20-89 -0.26±0.15 0.03±0.13 -0.15±0.12 -0.157±0.084 -0.18±0.31 11523+0957 LP 493-64 0.23±0.14 0.68±0.19 0.49±0.18 0.31±0.13 0.27±0.42 12051+1933 BD+20 2678 B -0.02±0.28 0.21±0.33 0.07±0.33 0.00±0.24 -0.07±0.74 12372+3545 J12371547+3549176 -0.19±0.20 0.00±0.26 -0.13±0.25 -0.14±0.18 -0.20±0.58 12406+4017 J12403633+4017586 -0.29±0.17 -0.12±0.21 -0.24±0.21 -0.22±0.15 -0.29±0.47 12482-2448 GJ 1164 B -0.90±0.39 -0.35±0.25 -0.66±0.32 -0.52±0.23 -0.60±0.54 13114+0938 HD 114606 B -0.28±0.19 -0.04±0.17 -0.17±0.18 -0.17±0.13 -0.25±0.41 13253+4242 TYC 3031-491-1 -0.63±0.18 -0.21±0.15 -0.45±0.16 -0.37±0.11 -0.44±0.34 13274-2138 LP 797-105 0.18±0.14 0.52±0.17 0.35±0.17 0.21±0.12 0.14±0.38 13321-1115 TYC 5548-829-1 -0.16±0.17 0.07±0.15 -0.06±0.15 -0.09±0.11 -0.15±0.35 13470+0621 BD+07 2692 -0.38±0.13 -0.007±0.071 -0.25±0.10 -0.229±0.073 -0.21±0.12 14050+0157 NLTT 36190 -0.02±0.15 0.20±0.16 0.07±0.17 0.01±0.12 -0.08±0.37

76 14260+3422 G 178-25 -0.35±0.24 -0.17±0.28 -0.29±0.28 -0.26±0.20 -0.33±0.63 14336+0920 HD 127871 B -0.180±0.062 -0.02±0.12 -0.15±0.11 -0.153±0.079 -0.13±0.30 14415+1336 HD 129290 B -0.07±0.19 0.12±0.19 0.01±0.21 -0.03±0.15 -0.12±0.44 14446-2215 LP 858-23 0.02±0.14 0.29±0.52 0.21±0.51 0.10±0.37 0.2±1.4 14595+4528 MCC 56 -0.46±0.10 -0.092±0.081 -0.308±0.080 -0.270±0.057 -0.31±0.20 15123+3939 LP 222-50 -0.258±0.041 -0.130±0.072 -0.245±0.063 -0.224±0.045 -0.22±0.16 15204+0015 G 15-18 -0.45±0.17 -0.22±0.17 -0.36±0.19 -0.30±0.13 -0.40±0.40 15211+2534 HIP 75124 -0.32±0.20 0.00±0.16 -0.21±0.14 -0.20±0.10 -0.20±0.38 15289+5727 G 224-69 0.150±0.059 0.323±0.051 0.225±0.052 0.115±0.038 0.074±0.097 15353+6005 LP 99-392 -0.131±0.037 0.047±0.071 -0.079±0.065 -0.104±0.047 -0.074±0.097 16048+3910 HD 144579 B -0.272±0.020 -0.656±0.040 -0.829±0.041 -0.645±0.029 -0.562±0.061 16147+3352 σ CrB C -0.097±0.056 0.123±0.076 -0.016±0.071 -0.059±0.051 -0.11±0.14 16150+6040 G 225-51 -0.165±0.037 0.020±0.060 -0.112±0.053 -0.128±0.038 -0.131±0.097 16239+0315 G 17-23 -0.127±0.073 0.08±0.13 -0.06±0.11 -0.089±0.079 -0.09±0.30 16348-0412 G 17-27 -1.130±0.078 -1.17±0.17 -1.25±0.15 -0.95±0.11 -0.93±0.43 17178+227 LP 138-36 -0.159±0.026 -0.126±0.058 -0.240±0.057 -0.220±0.041 -0.15±0.090 17272+4213 TYC 3094-1728-1 -0.75±0.12 -0.128±0.082 -0.533±0.068 -0.432±0.049 -0.37±0.21 17411+7225 G 258-17 -0.035±0.020 0.225±0.044 0.092±0.040 0.019±0.030 0.05±0.10 17428+1646 J17425203+1643476 0.1±2.2 0.3±2.1 0.1±2.3 0.1±1.7 0.0±5.0 17477+2748 G 182-27 -0.22±0.30 -0.03±0.34 -0.15±0.35 -0.15±0.25 -0.23±0.76 18006+6833 J18003695+6832539 -0.44±0.19 -0.12±0.16 -0.30±0.17 -0.26±0.12 -0.33±0.37 18131+4129 J18130001+4129198 -0.027±0.036 0.253±0.066 0.100±0.060 0.028±0.044 0.04±0.10 18292+1142 J18290408+1140523 0.21±0.16 0.52±0.18 0.36±0.19 0.21±0.14 0.14±0.41 20111+1611 HD 191785 B -0.175±0.016 -0.087±0.042 -0.199±0.040 -0.191±0.029 -0.14±0.10 20169+5017 BD+49 3245 G -0.16±0.046 0.039±0.063 -0.094±0.058 -0.115±0.042 -0.16±0.11 20408+1956 HD 197076 B 0.054±0.027 0.321±0.034 0.172±0.033 0.077±0.024 0.010±0.068 21575+2856 J21572970+2854494 -0.04±0.20 0.17±0.22 0.05±0.23 -0.01±0.16 -0.09±0.49 22159+5440 HD 211472 B -0.134±0.075 0.00±0.15 -0.11±0.14 -0.13±0.10 -0.08±0.13 22311+4509 HD 213519 B -0.139±0.067 0.07±0.10 -0.072±0.092 -0.099±0.067 -0.12±0.18 22524+0950 σ Peg B -0.104±0.019 0.118±0.034 -0.023±0.030 -0.064±0.022 -0.062±0.063 23235+4548 BD+44 4400 -0.66±0.13 -0.048±0.093 -0.499±0.054 -0.408±0.039 -0.26±0.24 23266+4520 BD+44 4419 B -0.02±0.13 0.18±0.11 0.052±0.097 -0.010±0.070 -0.02±0.26 23419-0559 HD 222582 B -0.007±0.057 0.284±0.093 0.126±0.083 0.043±0.060 0.03±0.21

77 P´osters

Aqu´ıse adjuntan las publicaciones en formato P´oster presentados en el congreso Cool Stars 19 Uppsala (Proceedings from the 19th Cambridge Workshop on Cool Stars, Stellar Systems, and the Sun, hosted by Uppsala University in Up- psala, Sweden from 06 – 10 June 2016, Edited by G. A. Feiden, https://zenodo.org/collection/user-cs19) y en el congreso SEA 2016 (XII Reuni´onCient´ıficade la Sociedad Espa˜nolade Astronom´ıa(SEA) en Bilbao entre los d´ıas 18 y 22 de julio de 2016, Highlights of Astronomy and Astrophysics IX, http://www.sea-astronomia.es/drupal/ SEA2016), respectivamente, que han sido de utilidad y han servido de referencia para la realizaci´onde este trabajo. Este TFM ha contribuido a las secciones de la calibraci´onespectrosc´opicaa partir de la anchura equivalente del doblete de Na i (2.2µm) y la calibraci´onfotom´etricaa partir del diagrama color-magnitud con la realizaci´onde sendas gr´aficas.

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