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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.