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Conclusiones y Perspectivas Futuras 262
tipo Vega, mediante el programa DDS (“Debris Disk Simulator”, Wolf & Hillenbrand
2003, 2005). Las distribuciones de masa mínima, radio interno y radio externo mínimo
de los discos en las estrellas de tipo Vega, resultaron relativamente robustas bajo
la presencia de un exoplaneta. La falta de una correlación entre los parámetros de los
discos de polvo y la presencia de planetas, podría sugerir que estos últimos no son
requeridos para producir el polvo observado en las estrellas de tipo Vega. De nuevo
advertimos que esto se basa en una muestra pequeña de objetos, lo cual, a su vez,
abre posibilidades futuras de trabajo. Tanto los relevamientos Doppler de búsqueda
de estrellas con exoplanetas, como los relevamientos IR de búsqueda de candidatos a
estrella de tipo Vega, aumentan día a día el número de objetos que pertenecen a esta
clase de estrellas.
Al comparar el semieje mayor a de los exoplanetas con respecto al radio interno
de los discos R int , para las estrellas de tipo Vega que presentan un exoplaneta, resultó
que a < R int . Esto ha sido interpretado en la literatura (Beichman et al. 2006,
Bryden et al. 2006), como un probable barrido de la zona interna del disco por el
exoplaneta. Sin embargo, esta hipótesis no es fácilmente comprobable, ya que sólo el
2 % de las estrellas de tipo Vega presentan evidencias de la presencia de polvo en la
región r < 10 AU (Wyatt et al. 2006). También, pareciera que son más frecuentes
los sistemas múltiples en las estrellas de tipo Vega (33 %), que entre las estrellas sin
excesos IR (11 %), aunque esto se basa hasta el momento en muestras muy pequeñas.
Verificamos que los discos circunestelares de polvo ocurren en estrellas de muy diferentes
características, y que los discos mismos son relativamente independientes de los
parámetros de la fuente estelar.
En el caso de nuestro Sistema Solar, existen objetos cuyas colisiones podrían producir
polvo, de un modo análogo al observado en las estrellas de tipo Vega. Estos
objetos son los que forman el Cinturón de Asteroides y el Cinturón de Kuiper. Debido
a esta similitud, las estrellas de tipo Vega también son llamadas “análogas del
Cinturón de Kuiper”. Notamos que los discos de polvo observados son 10−100 veces
más masivos que el de nuestro Sistema Solar (debido a limitaciones de detección). Sin
embargo, se supone que la masa de este último es la masa más común esperable entre
los discos de tipo Vega. El estudio de las estrellas con exoplanetas y de las estrellas
de tipo Vega, podría finalmente ayudar a entender la naturaleza de nuestro propio
Sistema Solar.
A modo de comentario final, notamos que el hecho conocido de que las estrellas