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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-
Capítulo 5. Características de Discos en Estrellas de Tipo Vega con y sin Exoplaneta/s 247 Figura 5.17: M disco mínima vs. metalicidad y M disco mínima vs. T eff , para una muestra de discos de estrellas de tipo Vega, modelada mediante el programa DDS (Wolf & Hillenbrand 2003). Los círculos vacíos muestran la posición de estrellas de tipo Vega, que además poseen un exoplaneta Doppler.
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Propiedades Físicas de Estrellas c
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Resumen En este trabajo, estudiamos
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y la presencia de planetas, podría
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Índice General 5 Astrophysics (Saf
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Índice General 7 2.7. Polarimetrí
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Introducción Hasta hace 15 años,
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Introducción 11 Beckwith, S. V., 1
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Capítulo 1. Caracterización de Es
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