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Capítulo 1. Caracterización de Estrellas con Exoplanetas y de Tipo Vega 41
se deben al tamaño del “bin” o apertura del satélite IRAS, el cual es relativamente
grande. Esta apertura tiene la forma de una elipse, llamada elipse de incerteza, cuya
posición y tamaño varían según la estrella considerada. Por lo general, los semiejes de
la elipse no superan ∼ 1’, pudiendo caer dentro de ella varios objetos contaminantes
(generalmente, galaxias de fondo) en la medición de los flujos.
Otro problema de IRAS es la calidad de los datos obtenidos, los cuales son muchas
veces sólo son un límite superior al verdadero valor de los flujos. Este problema es
particularmente importante en las bandas de 60 y 100 µm, que resultan las más afectadas.
Los catálogos IRAS (Beichman et al. 1988, Moshir et al. 1989) establecen la
calidad de los flujos mediante una variable llamada FQUAL (Flux QUAlity). Esta
variable puede tomar los valores 3, 2 y 1, correspondiente a una calidad alta, moderada,
o sólo un límite superior en las distintas bandas observadas, respectivamente. Más
recientemente, el satélite Spitzer ha logrado mejoras significativas en los datos IR,
con respecto al satélite IRAS. Por un lado, el tamaño del “pixel” es bastante menor
(∼ 15”), lo cual reduce los problemas de contaminación. Otra ventaja importante
de Spitzer, consiste en alcanzar a los tipos espectrales FG, es decir solares, (ver, por
ejempo, Meyer et al. 2004, Beichman et al. 2006, Bryden et al. 2006, Kim et al. 2005),
e incluso en estrellas binarias (Trilling et al. 2007), lo cual era imposible con IRAS,
ya que la sensibilidad le permitía estudiar excesos en las estrellas más tempranas A,
y algunas F. Por este motivo, la reciente contribución de Spitzer como sucesor de
IRAS, se ha vuelto de gran importancia en el estudio de este tipo de estrellas.
Las observaciones de Spitzer han permitido refinar la fracción de estrellas de
secuencia principal con exceso IR obtenidas inicialmente con IRAS (15 %, Plets &
Vynckier 1999). Beichman et al. (2006a) encuentra que 13 % de 82 estrellas con tipos
espectrales FGK presenta exceso en 70 µm, mientras que Su et al. (2006) encuentran
exceso en 32 % de 160 estrellas observadas de tipo espectral A. Notablemente, Beichman
et al. (2006b) no encuentran discos de polvo en 23 estrellas más frías que el
tipo espectral K1. Spitzer también ha permitido estudiar la evolución de los discos de
polvo en estrellas de tipo espectral A entre 5 y 850 Myr de edad (Rieke et al. 2005,
Su et al. 2006). Estos autores midieron excesos IR (24 µm y 70 µm) en varias decenas
de estrellas A. También encuentran que las estrellas más viejas tienen una menor
luminosidad fraccional del disco y un menor exceso de emisión. Los discos muestran
una variedad grande, y pareciera que el polvo es generado en eventos episódicos por
colisión de planetesimales.