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Capítulo 5. Características de Discos en Estrellas de Tipo Vega con y sin
Exoplaneta/s 228
simétricas de polvo, con un único anillo entre un cierto radio interno y externo. Notamos
que, en realidad, el anillo considerado por el modelo puede pensarse como un
disco, más un “hueco” interno, que abarca desde la estrella hasta el radio interno del
disco. En todo caso, éste sería el único hueco modelable por el programa.
Estimamos que la mayor incerteza corresponde a la unicidad de las soluciones
modeladas. Esto es, existen distintas ternas de valores (R int , R ext , M disco ), tal que
todas reproducen los valores observados de flujo. En la Figura 5.3 presentamos 4
SEDs modeladas para la estrella HD 102647, tal que todas aproximan a los flujos
observados, utilizando: (a) R ext = 100 AU, M disco = 1.5 10 −10 M ⊙ ; (b) R ext = 300
AU, M disco = 5.0 10 −10 M ⊙ ; (c) R ext = 600 AU, M disco = 1.2 10 −9 M ⊙ ; (d) R ext =
1000 AU, M disco = 1.3 10 −8 M ⊙ . En la práctica, encontramos un único valor para R int ,
el cual está determinado por el punto de la SED en el cual comienza el exceso IR,
por encima de la emisión fotosférica pura. Una aparente incerteza aparece al seguir
modelando el R ext y la masa del disco, ya que podemos elegir sucesivamente valores
cada vez mayores de R ext y de la masa del disco, tal que todos reproducen la SED
observada (ver Figura 5.3). Luego, sólo es posible estimar M disco y R ext “mínimos”
para los discos de las estrellas tipo Vega, los cuales podemos tomar como valores
límite representativos.
5.5. Parámetros obtenidos para los discos de polvo
Las Figuras 5.4 hasta 5.15 muestran las 48 SEDs modeladas, cuyos flujos han sido
reproducidos mediante el programa DDS. Los puntos más oscuros corresponden a los
flujos de Spitzer en 24 y 70 µm, la línea continua representa el modelo obtenido, y la
línea de puntos corresponde a la contribución fotosférica de la estrella. En la Tabla
5.4 presentamos los valores de radio interno, radio externo mínimo y masa mínima
de los discos de polvo, obtenidos para cada una de las estrellas de tipo Vega.
En la Figura 5.18 presentamos las distribuciones de masa mínima del disco, radio
interno y radio externo mínimo, para toda la muestra. La distribución de masa es
relativamente regular, levemente asimétrica y con un único máximo. Por otro lado,
la distribución de radios internos es más bien irregular, con un máximo notable entre
0 y 10 AU. La distribución de radios externos pareciera presentar dos máximos,
centrados en 140 y 190 AU. Suponemos que estos valores están dados por la historia