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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.