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Capítulo 5. Características de Discos en Estrellas de Tipo Vega con y sin
Exoplaneta/s 222
Los flujos ópticos de estas estrellas fueron obtenidos a partir de los catálogos Hipparcos
y Tycho, mientras que las bandas del IR cercano fueron obtenidas a partir
de los relevamientos de 2MASS (Cutri et al. 2003) y DENIS (DENIS Consortium
2003). Finalmente, los flujos del IR medio y lejano fueron obtenidos a partir de las
mediciones de los satélites MSX5C (Egan et al. 1999), IRAS (Beichman et al. 1986),
ISO (Kessler et al. 1996) y Spitzer (Beichman et al. 2005, 2006, Bryden et al. 2006,
Su et al. 2006).
5.3. Procedimiento de modelado
El modelado de las SEDs se llevó a cabo mediante el programa DDS (“Debris
Disk Simulator”, Wolf & Hillenbrand 2003, 2005), el cual resuelve las ecuaciones de
transferencia radiativa para distribuciones de polvo en el límite ópticamente delgado,
y en equilibrio térmico con el campo de radiación. El programa calcula la dispersión,
la reemisión del polvo y la temperatura, de una distribución circunestelar de granos
esféricos de polvo. Algunos de los parámetros que pueden elegirse arbitrariamente
son: T eff del cuerpo negro que representa a la estrella, radio interno y externo del
disco, la distribución de densidad, la masa del disco, la distribución de tamaño de los
granos de polvo, y la abundancia relativa de los componentes del polvo. El programa
DDS se encuentra disponible mediante una página web 1 . El efecto sobre la SED
al variar cada uno de estos parámetros, también ha sido estudiado por los mismos
autores (Wolf & Hillenbrand 2003).
En el límite ópticamente delgado, cada grano de polvo es afectado directamente
por la radiación estelar. Luego, la temperatura de los granos de polvo es una función
de los parámetros ópticos de los granos, la radiación estelar incidente, y la distancia
a la estrella. En este caso la ecuación de transferencia radiativa tiene una solución
simple, la cual permite derivar la distancia a la estrella a la cual el polvo tiene una
cierta temperatura. Si la temperatura de sublimación del polvo es conocida, entonces
también se puede estimar el radio de sublimación de cada componente del polvo (caracterizado
por el radio del grano de polvo y su composición química). Por otro lado,
la interacción del campo de radiación estelar con los granos de polvo (caracterizados
por factores de eficiencia y por el albedo), se encuentra descripto dentro del DDS
1 http://aida28.mpia-hd.mpg.de/∼swolf/dds.