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Capítulo 1. Caracterización de Estrellas con Exoplanetas y de Tipo Vega 18 al. 1996), suponiendo que se formó más allá de ∼4 AU, y luego migró hacia semiejes mucho menores, por la interacción del planeta con el material del disco. En la literatura, se hace una división en distintas clases del proceso de migración. Se dice que una migración es de tipo I cuando el planeta se encuentra embebido en el “fluído” del disco de la estrella, con lo cual éste, luego de sucesivas órbitas, va disminuyendo su semieje mayor. En la Figura 1.4 4 mostramos una simulación de una migración tipo I. Los 3 paneles corresponden a un objeto de 1 M Jup , presentado en 3 momentos diferentes de la migración, es decir, luego de 6.4, 79.6 y 176.4 órbitas, respectivamente. Notar cómo el planeta va modificando su posición, acercándose a la estrella central. Se llama migración de tipo II cuando planeta se encuentra en un hueco abierto (“gap”) del disco, como podemos ver en la Figura 1.5. En este caso, el exoplaneta no se encuentra totalmente embebido, aunque igualmente interactúa con aquél por medio de columnas de material. Por otro lado, en la migración tipo III, el exoplaneta se encontraría en un hueco parcialmente abierto del disco. A la vista resultaría similar a la migración de tipo I, sin embargo ésta ocurriría en tiempos mucho más cortos, de pocas órbitas (“runaway migration”). Recientemente, se ha considerado la posibilidad de una migración hacia fuera de disco (“outward migration”), mediante el análisis de la estructura de discos circunestelares (Veras & Armitage 2004), ya sea por interacciones gravitacionales con el disco o bien con otros planetas del sistema. Este último mecanismo sería un buen candidato a explicar el origen de planetas de relativamente baja masa, a grandes radios y en órbitas excéntricas (Veras & Armitage 2004). Los distintos tipos de migración y de interacción planeta-disco también han sido modeladas numéricamente (ver, por ejemplo, Edgar & Artymowicz 2004, McNeil et al. 2005). 1.1.3. Propiedades de las estrellas con Exoplanetas La muestra de estrellas con exoplanetas es un grupo de estrellas cercanas (2-320 pc), incluyendo tanto objetos de secuencia principal ∼ 68 %, como subgigantes ∼ 32 % (Marcy et al. 2005, Butler et al. 2006). Las características de este conjunto de objetos, está viciada básicamente por los métodos de detección utilizados. El método Doppler, que es el más exitoso, requiere muy alta precisión en la medición de velocidades radiales. Por este motivo, la mayoría de las estrellas en los relevamientos 4 Simulaciones realizadas por Frederic Masset, http://www.maths.qmul.ac.uk/∼ masset/moviesmpegs.html.
Capítulo 1. Caracterización de Estrellas con Exoplanetas y de Tipo Vega 19 Figura 1.4: Simulación de una migración tipo I. Los 3 paneles corresponden a un objeto de 1 M Jup , presentado en 3 momentos diferentes de la migración: luego de 6.4, 79.6 y 176.4 órbitas, respectivamente. Notar cómo el planeta (señalado por el símbolo “
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