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Conclusiones y Perspectivas Futuras 258
color K s − [12] vs. J − K s y K s − [25] vs. J − K s , con respecto a la posición de
estrellas de secuencia principal. Sin embargo, advertimos que este análisis no tiene en
cuenta la calidad de los flujos de IRAS, los cuales frecuentemente presenta problemas
de contaminación. Estos diagramas indican que las estrellas EH presentan excesos en
12 y 24 µm. Dichos excesos son similares a los de las estrellas de tipo Vega. Las medianas
de las distribuciones en K s − [12] son: ∼ 0 para estrellas de secuencia principal
sin excesos IR, 0.5 para objetos de tipo Vega (Fajardo - Acosta et al. 2000), y 0.38
para la muestra analizada de estrellas EH.
Luego, combinamos las magnitudes de distintos relevamientos fotométricos, las
que transformamos en flujo mediante el uso de distintas calibraciones, a fin de construir
las distribuciones espectrales de energía de 61 estrellas EH. La distribución
espectral observada entre 0.43 y 12 µm, que representa la contribución fotosférica
de la fuente central, es reproducida satisfactoriamente por un cuerpo negro de una
única temperatura. Sin embargo, la mayoría de las estrellas de la muestra, presentan
exceso IR de emisión en λ > 12 µm, que no puede ser ajustado con un único
modelo de cuerpo negro, y de esta manera no puede ser atribuído a una contribución
fotosférica. Mientras que en estos objetos no se espera o no es evidente un exceso
significativo en el IR cercano, excesos en el IR medio o lejano podrían ser importantes.
También, a fin de cuantificar posibles excesos de emisión IR en las estrellas EH,
utilizamos un conjunto de diferentes indicadores. Esto es equivalente a seleccionar
candidatos a estrellas de tipo Vega entre las estrellas EH. En particular, usamos los
excesos de flujo fotosférico en 12 y 25 µm (F 12,obs /F 12,∗ y F 25,obs /F 25,∗ ), la luminosidad
fraccional del disco (L IR /L ∗ ), y las razones de densidad de flujo (R 12/25 y R 25/60 ) en
combinación con asociaciones posicionales y condiciones sobre la calidad de los datos
IRAS de Mannings & Barlow (1998). Como ya mencionamos, no se aplican condiciones
sobre la calidad de los flujos al estudiar los flujos fotosféricos en 12 y 25 µm y
la luminosidad fraccional del disco (los cuales indican que las estrellas EH presentan
excesos IR), cosa que si ocurre con el criterio de Mannings & Barlow (1998). Éste
último permite establecer una fracción más confiable de objetos con disco entre las
estrellas EH. El criterio es verificado por 19−23 % (6−7 de 31) de las estrellas EH
con clase de luminosidad V, y por 20 % (6 de 30) de las estrellas EH evolucionadas.
Para todos estos objetos, las diferencias entre las densidades de flujo observadas y
esperadas es significativamente mayor que 3σ.
Se estima que ∼ 15 % de la estrellas de secuencia principal presentan evidencia