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Capítulo 5. Características de Discos en Estrellas de Tipo Vega con y sin Exoplaneta/s 224 Tabla 5.1: Continuación Estrella T eff [Fe/H] Distancia Edad V F 24µm F 70µm ¿Planeta K dex pc Gyr mag mJy mJy Detectado? HD 33254 7747 0.49 54 0.63 5.46 73 22 HD 33636 5807 −0.20 29 8.10 7.06 43 33 si HD 38056 10263 132 0.10 6.34 37 49 HD 38206 10156 69 0.02 5.73 107 342 HD 38678 8272 −0.27 22 0.18 3.56 860 247 HD 39060 8084 −0.14 19 0.01 3.88 7276 12990 HD 50554 5968 −0.14 31 7.00 6.92 47 40 si HD 52265 5977 0.14 28 3.80 6.36 74 32 si HD 71043 9193 73 5.90 58 97 HD 71155 9828 38 0.19 3.89 302 212 HD 72905 5731 −0.20 14 12.60 5.71 165 41 HD 75416 12558 97 0.01 5.45 122 35 HD 76151 5659 0.01 17 10.60 6.08 125 31 HD 79108 8415 115 0.32 6.14 45 84 HD 80950 10199 81 0.08 5.87 115 59 HD 82943 5845 0.27 27 3.50 6.60 67 113 si HD 95418 9560 24 0.34 2.35 1027 421
Capítulo 5. Características de Discos en Estrellas de Tipo Vega con y sin Exoplaneta/s 225 mediante la teoría de la dispersión Mie 2 . La función de dispersión Mie está calculada usando la estimación numérica de los coeficientes de dispersión de Wolf & Voshchinnikov (2004), la cual alcanza resultados con un buen grado de aproximación, tanto para el regimen de granos pequeños como para granos arbitrariamente grandes. La distribución espectral de energía neta, resulta de la suma de las contribuciones de luz reemitida y dispersada de todos los granos de polvo del disco. Los parámetros de entrada utilizados por el programa DDS son: 1) T eff y L, temperatura y luminosidad de la fuente central; 2) R int y R ext , radios internos y externos del disco, en AU; 3) ρ(r), distribución de densidad del polvo, aproximada como ρ ∼ r −a , donde a es el exponente de la distribución; 4) M disco , masa total del polvo (es decir, del disco); 5) n(r), distribución de tamaños de los granos de polvo, aproximada como n(r)∼ r −x , donde x es el exponente de la distribución; 6) a min y a max , tamaños máximo y mínimo de los granos de polvo; 7) Composición química del polvo; 8) Distancia de la fuente. La Figura 5.2 muestra un ejemplo de modelos utilizando distintas combinaciones de tamaño del polvo y de distribuciones de densidad. En particular, existe mucha flexibilidad en cuanto a elección de la composición química del polvo. Además de ajustar las abundancias relativas de los distintos componentes, se pueden elegir entre muchas clases diferentes de Silicatos (amorfos o cristalinos) o de Carbon (con distintas temperaturas de sublimación). A fin de disminuír el gran número de parámetros libres en este modelado “inicial” de las SEDs, elegimos variar simultáneamente R int , R ext y masa del disco, mientras que los demás parámetros los consideramos fijos. Más adelante haremos una estimación del error cometido al dejar fijos estos valores. La emisión de la fuente radiativa fue elegida como la de un cuerpo negro, con temperatura efectiva derivada mediante fotometría Strömgren, y su luminosidad total obtenida a partir de la distancia (paralajes de Hipparcos). El rango de variación de R int y R ext , fue de 0−1000 AU, estimado a partir de las imágenes de los discos (ver, por ejemplo, Ardila et al. 2 Dispersión Rayleigh es el caso de luz dispersada por partículas mucho menores que la longitud de onda, mientras que la dispersión Mie corresponde a tener partículas mayores que 0.1 de la longitud de onda.
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Propiedades Físicas de Estrellas c
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Resumen En este trabajo, estudiamos
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