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Capítulo 5. Características de Discos en Estrellas de Tipo Vega con y sin Exoplaneta/s 220 Figura 5.1: Imágenes de seis estrellas EH (en la banda de 70 µm) obtenidas por el satélite Spitzer, tomadas del trabajo de Beichman et al. (2005). El tamaño efectivo del “pixel” es de ∼ 17”, y cada cuadro representa una región de 2×2 minutos de arco. Aunque la presencia de los discos no es evidente en estas imágenes, estas estrellas presentan excesos por encima del nivel fotosférico en 70 µm.
Capítulo 5. Características de Discos en Estrellas de Tipo Vega con y sin Exoplaneta/s 221 de excesos IR entre las estrellas EH, utilizando para ello distintos indicadores. Las técnicas empleadas en ambos Capítulos son muy diferentes: en un caso utilizamos cantidades tales como cocientes de flujos y luminosidades fraccionales, mientras que en el otro caso realizamos un modelado de los parámetros de los discos. Las muestras de objetos también son diferentes, ya que antes trabajamos con estrellas EH, mientras que en este caso nos ocupamos de estrellas de tipo Vega (salvo solamente 6 objetos de tipo Vega, que además presentan un exoplaneta Doppler), las cuales sabemos de antemano que presentan excesos IR. Los datos utilizados en el Capítulo 2 están basados en flujos IR del satélite IRAS, cuya sensibilidad es suficiente como para estimar la frecuencia de los excesos IR, pero no como para determinar propiedades de los discos. Para esto último, es necesario contar con datos de Spitzer, como los que utilizamos en este Capítulo. 5.2. La muestra de objetos La muestra de estrellas de tipo Vega fue obtenida a partir de listas de estrellas candidatas de la literatura (Beichman et al. 2005, 2006, Briden et al. 2006, Su et al. 2006), con la condición que presenten exceso en 24 o 70 µm observados por el satélite Spitzer. Es decir, nos restringimos a estrellas con alta calidad en los flujos IR. Desechamos aquellas estrellas cuya clase de luminosidad no fuese V, o bien aquellas con clase de luminosidad desconocida (Hipparcos). La muestra de objetos abarca los tipos espectrales B−K, aunque el tipo A es mayoría (3, 35, 1, 7 y 2 objetos, respectivamente). El conjunto de estrellas es mostrado en la Tabla 5.1, donde listamos en columnas el nombre de la estrella, T eff (obtenido mediante fotometría Strömgren y la calibración de Napiwotzki et al. 1993), metalicidad (determinada por el método de Downhill, caso contrario son obtenidas de Nördstrom et al. 2004), distancia (Hipparcos), edad (promedio de las edades listadas en Beichman et al. 2005, 2006, Briden et al. 2006, Su et al. 2006), planeta detectado o no, magnitud V, y flujos de Spitzer en 24 y 70 µm. Todas las estrellas de la muestra son relativamente cercanas (distancias entre 7 y 129 pc). Además de los discos de polvo, 6 de estas estrellas presentan un exoplaneta Doppler, formando una pequeña submuestra de objetos que utilizaremos para confrontar.
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Propiedades Físicas de Estrellas c
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Resumen En este trabajo, estudiamos
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y la presencia de planetas, podría
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