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Capítulo 5. Características de Discos en Estrellas de Tipo Vega con y sin
Exoplaneta/s 219
en 70 µm. De confirmarse este resultado, es importante ya que, como sugieren los
mismos autores, las búsquedas de discos y de exoplanetas podrían beneficiarse mutuamente.
También, los huecos y asimetrías observados en las distribuciones de polvo,
se supone que son producidas por planetas internos, dado que, de otro modo, el polvo
migraría y llenaría la cavidad (Roques et al. 1994, Wyatt et al. 1999, Moro-Martín &
Malhotra 2002). Entonces, esto podría ser un modo indirecto de detección de planetas.
Por otro lado, Moro-Martín et al. (2007) encuentran exceso IR (70 µm) en 1/9
estrellas FGK con exoplanetas, y llegan a la conclusión de que no existe correlación
entre las estrellas de tipo Vega y los planetas gigantes gaseosos. La razón es que el
polvo podría ocurrir en discos poco masivos y de baja metalicidad, por lo que podrían
ser más frecuentes que los planetas gigantes. También, la frecuencia de discos parece
ser mayor que la de planetas gigantes. La frecuencia esperada de planetas gigantes es
del 5 % dentro de 5 AU, y ∼12 % cuando es extrapolada hasta 20 AU (Marcy et al.
2005). La frecuencia de discos tipo Vega es del 13 % al observar en 70 µm (Bryden et
al. 2006), pero limitado a una sensibilidad > 100 veces la correspondiente al polvo de
nuestro sistema solar, por lo cual este 13 % sería en realidad un límite inferior. Vemos
entonces que, por el momento, este sigue siendo un problema abierto.
5.1.1. Objetivos del trabajo
Uno de los objetivos de este Capítulo, consiste en determinar los parámetros de
los discos en estrellas de tipo Vega (con flujos medidos por Spitzer), mediante el
modelado de las distribuciones espectrales de energía (SEDs) observada. Para ello,
utilizaremos el programa DDS (“Debris Disk Simulator”, Wolf & Hillenbrand 2003,
2005). Esto nos permitirá determinar si existe alguna correlación entre los parámetros
de los discos y las propiedades de la fuente. También, nos permitirá confrontar estos
parámetros con respecto a aquellas estrellas que poseen, además del disco de polvo,
un exoplaneta Doppler orbitando la fuente. Esta será una comparación que muestre
la “tendencia inicial” de los valores, dado que, al presente, este último grupo de objetos
es todavía muy pequeño. Otro análisis consiste en comparar los parámetros de
los discos, con respecto a aquéllos que describen las órbitas planetarias, tales como
el semieje mayor, o bien, estudiar si la presencia de un exoplaneta afecta de algún
modo a los parámetros de los discos de polvo en estrellas de tipo Vega.
Notamos que estos objetivos son diferentes de los correspondientes al Capítulo 2.
En aquel Capítulo, el objetivo consistía en determinar y/o cuantificar la presencia