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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.
Capítulo 5. Características de Discos en Estrellas de Tipo Vega con y sin Exoplaneta/s 223 Tabla 5.1: Estrellas de tipo Vega con disco modelado mediante el programa DDS (Wolf & Hillenbrand 2003, 2005) Estrella T eff [Fe/H] Distancia Edad V F 24µm F 70µm ¿Planeta K dex pc Gyr mag mJy mJy Detectado? HD 102647 8586 0.30 11 0.05 2.14 1600 676 HD 108382 8188 −0.08 87 4.98 114 27 HD 110411 8798 0.21 37 4.88 140 248 HD 111786 7362 −0.63 60 6.17 66 70 HD 11413 7773 −0.62 75 5.96 51 52 HD 117176 5459 −0.09 18 7.40 5.05 374 77 si HD 125162 8517 0.13 30 0.27 4.19 271 365 HD 128311 4684 −0.29 17 0.50 7.59 67 27 si HD 139006 9780 23 0.31 2.22 1262 542 HD 14055 8471 36 0.17 4.01 283 788 HD 158460 9651 104 0.26 5.65 53 18 HD 161868 8663 0.10 29 0.19 3.75 414 1085 HD 165459 8776 0.52 89 0.01 6.88 25 26 HD 172167 8905 8 0.35 8900 11416 HD 181296 9223 0.15 48 1.30 5.03 382 409 HD 183324 9735 59 0.00 5.80 50 31 HD 188228 10262 33 0.02 3.95 171 69 HD 192263 0.07 20 7.88 41 29 HD 198160 7796 −0.53 73 0.60 5.63 63 62 HD 206860 5808 −0.12 18 7.60 6.02 111 28 HD 216956 8745 0.29 8 0.20 1.25 3850 9057 HD 221756 8309 −0.03 72 5.57 63 42 HD 225200 9736 129 6.38 35 101 HD 2262 7904 −0.15 24 0.69 3.97 305 79 HD 23862 13393 119 5.04 662 202 HD 27045 7552 0.38 29 0.30 4.95 133 46 HD 28226 7361 0.22 48 0.63 5.74 73 108 HD 28355 7809 0.22 49 0.55 5.04 137 179 HD 28527 8040 −0.06 44 2.00 4.79 120 37 HD 30422 7819 −0.23 57 0.01 6.20 45 65 HD 31295 8611 0.15 37 0.23 4.67 167 419
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Propiedades Físicas de Estrellas c
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Resumen En este trabajo, estudiamos
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