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Capítulo 4. Determinación de la Metalicidad en estrellas de Tipo Vega 208
a la polución, los efectos de la dilución explican porqué esto no es observado en las
estrellas evolucionadas. La alta metalicidad superficial sería fácilmente disminuída a
la metalicidad primordial de la estrella. Esto no excluye otras hipótesis, aunque podría
ser un indicador de acreción de material rico en metales. Vemos entonces que, al
día de hoy, no podemos descartar uno u otro mecanismo de enriquecimiento metálico.
Para el caso de las estrellas de tipo Vega, vimos que no se observa un exceso de
metalicidad, sino que muestran valores similares a los de la vecindad solar. El exceso
de metalicidad en estrellas con exoplanetas, y por otro lado la baja metalicidad en
estrellas de tipo Vega, son ambos compatibles con el modelo de acreción de núcleos
explicado anteriormente (Greaves et al. 2006). A continuación, veremos brevemente
cómo encajan ambos hechos observacionales en el modelo de acreción de núcleos.
Por un lado, el modelo debe explicar que, mediante una mayor metalicidad del
disco primordial, podemos formar un planeta gaseoso lejos de la estrella central, el
cual luego debe migrar, y terminar cerca de la estrella. Mayor metalicidad significa
que la cantidad de material sólido en el disco será mayor (a una masa total fija del
disco). Pollack et al. (1996) encuentra que aumentando la densidad de sólidos en un
50 %, (equivalente sólo a 0.18 M Tierra ), se reduce el tiempo para formar un Júpiter
de 8 a 2 10 6 años. Si los núcleos se forman cuando el disco todavía está en la fase
gaseosa (< 10 10 6 años), entonces acumulan envolventes gaseosas y luego migran
debido al arrastre viscoso del gas. El efecto general de una mayor abundancia de
sólidos en el disco, es acelerar el crecimiento de los núcleos (“cores”), con lo cual hay
más tiempo para formar planetas gigantes y migrar antes de que el disco desaparezca.
Por otro lado, el modelo debe explicar cómo es posible que discos primordiales de
baja metalicidad, tengan finalmente una configuración de estrella de tipo Vega. En la
parte externa del disco, los tiempos de crecimiento del núcleo son mucho mayores: le
tomaría unos 3 Gyr para formar un núcleo con la masa de Plutón a 100 AU (Kenyon
& Bromley 2004); el gas ya habría desaparecido y el planeta no podría acumular
una envolvente gaseosa. Sin embargo, los planetesimales podrían continuar creciendo,
siempre que haya material que gradualmente caiga al plano medio del disco y
teniendo velocidades colisionales bajas. Entonces, los planetesimales todavía podrían
formarse incluso en un disco de baja metalicidad, y sus colisiones mutuas producirían
el polvo que observamos en las estrellas de tipo Vega. Aquí el tiempo deja de ser importante,
ya que no hay necesidad de formar rápidamente un núcleo antes de agotar
el gas del disco y que éste luego migre, como en el caso de las estrellas con exo-