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Capítulo 5. Características de Discos en Estrellas de Tipo Vega con y sin
Exoplaneta/s 244
de formación de los planetesimales, sus colisiones, y posteriormente por la probable
presencia de exoplanetas inmersos en el disco de polvo.
En la Figura 5.18, las flechas muestran la posición correspondiente a estrellas de
tipo Vega, que además poseen un exoplaneta Doppler detectado. Las SEDs correspondientes
a estas estrellas se muestran en la Figura 5.16. Los valores de las medianas
se presentan en la Tabla 5.5. Vemos que las distribuciones de masa mínima, radio
interno y radio externo mínimo de los discos, son relativamente “robustas” bajo la
presencia de un exoplaneta, es decir, son similares con o sin un exoplaneta Doppler.
Estos valores concuerdan con los resultados de Moro-Martín et al. (2007), quienes encuentran
que no hay una correlación positiva entre los parámetros (ni la frecuencia)
de los discos de tipo Vega y exoplanetas gigantes.
La independencia entre los parámetros de los discos y la presencia de planetas,
podría sugerir que estos últimos no son requeridos para producir el polvo observado
en las estrellas de tipo Vega. Por un lado, existe evidencia observacional que apoyaría
este hecho (Moro-Martín et al. 2007). Por otro lado, esto está de acuerdo con el modelo
de cascada colisional de Kenyon & Bromley (2005). En este modelo, planetesimales
de 100-1000 km de diámetro a distancias de 3-5 AU, podrían ser observados en IR
medio como cúmulos o anillos de polvo, debido a sus colisiones mutuas. Sin embargo,
éste no puede ser el único mecanismo de producción de polvo, ya que de acuerdo a
este modelo, se esperaría una relación entre la temperatura del polvo y la edad, lo
cual no es observado (Najita & Williams 2005).
Un análisis importante, fue la búsqueda de relaciones entre los parámetros de los
discos (R int , R ext y M disco ), y los parámetros de la fuente estelar, tales como T eff ,
edad, metalicidad, masa y v sen i. Por ejemplo, la comparación de las propiedades
de los discos con la T eff permite estudiar variaciones con respecto al tipo espectral de
la fuente, y de v sen i con respecto a la rotación de la misma. La metalicidad es otro
parámetro importante, particularmente para el caso de las estrellas con exoplanetas.
En general no encontramos relaciones significativas. En la Figura 5.17 mostramos
dos correlaciones de ejemplo, M disco mínima vs. metalicidad y M disco mínima vs. T eff .
Los círculos vacíos corresponden a las estrellas de tipo Vega, que además tienen un
exoplaneta Doppler detectado. Vemos que no hay fuertes dependencias de R int , R ext
mínimo, o M disco mínimo, con el tipo espectral de la fuente. De nuevo, esto indicaría
que los discos circunestelares de polvo ocurren en estrellas de muy diferentes características
físicas, y que los discos mismos serían relativamente independientes de la