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Capítulo 5. Características de Discos en Estrellas de Tipo Vega con y sin
Exoplaneta/s 246
fuente estelar.
Otra forma de estudiar la posible influencia de un exoplaneta sobre los discos de
polvo, consiste en comparar parámetros del exoplaneta mismo (tales como el semieje
mayor a, excentricidad e y masa mínima del exoplaneta m sen i), con respecto a los
parámetros del disco (R int , R ext mínimo, M disco mínimo). En la Tabla 5.6 presentamos
los valores correspondientes a los objetos que presentan simultáneamente un planeta
y un disco de polvo. Notar que un par de estrellas (HD 128311 y HD 82943), son
sistemas múltiples, es decir tienen dos exoplanetas Doppler detectados, mientras que
las demás estrellas tienen sólo uno. Al comparar los radios internos de los discos R int ,
con los semiejes mayores de los exoplanetas a, encontramos en todos los casos que a <
R int . Esto podría deberse a un barrido de la zona interna del disco por un exoplaneta,
siendo éste entonces quien determina el valor de R int (Beichman et al. 2006, Bryden
et al. 2006, Trilling et al. 2007). Sin embargo, esta hipótesis es difícil de evaluar, ya
que sólo el 2 % de las estrellas de tipo Vega presentan polvo en r < 10 AU (Wyatt
et al. 2007), es decir, donde esperamos que se formen los exoplanetas. En la Figura
5.18 ya mostramos que, estadísticamente, no parece haber variación de R int bajo la
presencia de un exoplaneta.
La excentricidad de las órbitas planetarias es también otro parámetro a considerar.
Tres exoplanetas mostrados en la Tabla 5.6, presentan órbitas de relativamente
alta excentricidad (HD 117176, HD 33636 y HD 50554). Esto implicaría que los discos
de polvo persisten incluso bajo la presencia de exoplanetas con órbitas elípticas.
Notamos también que la frecuencia de sistemas con exoplanetas múltiples, entre
las estrellas de tipo Vega, es del 33 % (2/6). Por otro lado, la frecuencia de sistemas
múltiples entre las estrellas con exoplanetas, es del 11 % (25/219). Pareciera que son
más frecuentes los sistemas múltiples en las estrellas de tipo Vega, que entre las estrellas
sin excesos IR. Sin embargo, esto se basa en muy pocos valores, por lo cual
tiene poco peso estadístico y consiste solamente de una tendencia inicial.
5.6. Resumen y discusión del presente Capítulo
Compilamos las magnitudes ópticas e IR de una muestra de estrellas de tipo Vega,
para luego utilizar calibraciones de la literatura y transformar las magnitudes a flu-