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Capítulo 5. Características de Discos en Estrellas de Tipo Vega con y sin
Exoplaneta/s 227
2004, Kalas et al. 2005, 2006). Por otro lado, el rango de variación de la masa del
disco fue de 0–1 10 −6 M ⊙ , a partir de las estimaciones de la literatura (Beichman et
al. 2005, 2006, Bryden et al. 2006, Su et al. 2006). En cuanto a los parámetros fijos
del disco, adoptamos valores representativos (Wolf & Hillenbrand 2003, Pantin et al.
1997, Molster et al. 2002a,b, Weingartner & Draine 2001), tales como la distribución
de densidad (ρ ∼ r −a , tomando a=1.5), tamaños máximo y mínimo de los granos
de polvo (a min = 5.0 µm, a max = 10.0 µm), y la distribución de tamaños de los granos
de polvo (n(r)∼ r −x , tomando x= 3.0). La composición química incluye silicatos
(25 % olivina amorfa, 25 % piroxenos amorfos, 50 % olivina cristalina) y elementos
carbonáceos (grafito y diamante con temperatura de sublimación de 800 K).
5.4. Incertezas en el modelado de las distribuciones
espectrales de energía
En el modelado de las SEDs observadas mediante el programa DDS, existen distintas
fuentes de error sobre la solución final. Por un lado, la composición química
fue elegida igual para todos los discos considerados. Esta constituye una primera
aproximación razonable, suponiendo que las condiciones en las cuales evolucionaron
los distintos discos no difieren demasiado entre sí. A fin de estimar el error cometido,
repetimos todo el modelado de las SEDs pero introduciendo hasta un 20 % de
variación en la composición química, lo cual representó hasta un 15 % de diferencia
en los flujos. De este modo, consideramos que los demás parámetros del disco no
dependen significativamente de la composición química.
Por otro lado, a fin de disminuír el número de parámetros libres, fijamos para
todos los casos la distribución de densidad (ρ ∼ r −a , a=1.5). Wolf & Hillenbrand
(2003) estimaron la forma en que varía la SED al modificar este parámetro. Variando
éste en un 50 %, representa hasta un 15 % de variación en las SEDs modeladas. A
partir de esto, estimamos que el error cometido al fijar estos valores, es < 20 % en la
estimación de los demás parámetros, es decir, R int , R ext , y masa del disco.
Imágenes directas de discos en estrellas de tipo Vega, muestran que verdaderamente
los discos presentan huecos y asimetrías en su distribución de polvo. La baja
densidad de puntos en la SEDs observadas hace difícil la detección de huecos. Pero
además de esto, el modelo aplicado por el programa DDS se restringe a distribuciones