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Capítulo 1. Caracterización de Estrellas con Exoplanetas y de Tipo Vega 42 1.2.2. Características de los discos A fin de caracterizar los discos de las estrellas de tipo Vega, vamos a explicar brevemente cuál es la diferencia entre los discos primordiales y los discos de segunda generación. Estos últimos también son llamados discos de escombros (“debris”) o remanente de discos, y son los que corresponden a las estrellas de tipo Vega. Los discos primordiales son discos jóvenes, que resultan del proceso de la formación estelar. Son discos masivos, ricos en gas: el cociente entre masa de gas y polvo es de M gas /M polvo ∼100, lo cual es similar al medio interestelar. Por otro lado, los discos asociados con las estrellas de tipo Vega, o remanentes de disco, están formados principalmente por polvo, el cual se supone que ha sido generado a partir de la colisión de objetos más grandes, llamados planetesimales (Backman & Paresce 1993, Jura et al. 1998). Un planetesimal es un objeto con radio de algunos kms, los cuales podrían interactuar gravitatoriamente entre sí. De este modo, el polvo no sería primordial, sino que sería polvo de segunda generación. En la Figura 1.20 se muestran dos representaciones de discos de distinto tipo: en el panel superior se muestra un disco primordial, rico en gas. En el panel inferior, se muestra un disco de polvo, similar al de las estrellas de tipo Vega 7 . En el grupo de estrellas de tipo Vega, existen dos escalas de tiempo importantes, las cuales están relacionadas con los discos. Por un lado, consideremos una estrella de tipo Vega en sus etapas de formación, cuando tenía un disco de tipo primordial y no uno de polvo. La escala de tiempo para la disipación del gas en este disco, es de 3-10 10 6 años (Zuckerman et al. 1995). Es una primera escala de tiempo muy importante, ya que establecería un límite superior en el tiempo necesario para la creación de planetas gigantes gaseosos en el disco. Posteriormente, la estrella de tipo Vega evoluciona y queda con un disco remanente, y la escala de tiempo para remover el polvo es relativamente corta, de ∼ 1 período por presión de radiación (Burns et al. 1979, Backman & Paresce 1993) o bien de ∼10 4 años por medio del arrastre de Poynting-Robertson (Backman & Paresce 1993). Este último efecto, conocido como “PR drag”, consiste en una interacción entre la radiación con las partículas de polvo, produciendo que el grano de polvo caiga lentamente en espiral hacia la estrella 8 . 7 Las imágenes fueron obtenidas de la página web del telescopio Spizer: http://www.spitzer.caltech.edu/. 8 Esto se debe a que las partículas absorben fotones en dirección radial, ganando masa por el principio de equivalencia masa-energía. Luego, por conservación del momento angular, las partículas deben caer hacia una órbita menor.
Capítulo 1. Caracterización de Estrellas con Exoplanetas y de Tipo Vega 43 Figura 1.20: Representaciones de discos de distinto tipo: en el panel superior se muestra un disco primordial, rico en gas. En el panel inferior, se muestra un disco de polvo, similar al de las estrellas de tipo Vega. Tomadas de la página del telescopio Spizer: http://www.spitzer.caltech.edu/.
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