Abrir - RDU

Capítulo 1. Caracterización de Estrellas con Exoplanetas y de Tipo Vega 45
mos el caso de la estrella ɛ Eri. Es un objeto muy cercano (3.22 pc) de secuencia principal,
de tipo espectral K2 V, con una masa estimada de 0.8 M ⊙ y una edad de ∼1
Gyr. En la Figura 1.21 mostramos una imagen submilimétrica (850 µm) de la emisión
del polvo alrededor de esta estrella, tomada de Greaves et al. (1998). Las observaciones
fueron realizadas con el instrumento SCUBA (Submillimiter Common-User
Bolometric Array) del telescopio James Clerk Maxwell (JCMT). El pico de emisión
del anillo observado se encuentra a ∼ 60 AU de la fuente central. La masa estimada
del material circunestelar es ∼ 0.001 M Jup , la cual es comparable a la masa total de
cometas que orbitan nuestro Sistema Solar. Estos autores explican que las posibles
subestructuras observadas en el disco-anillo de polvo, pueden atribuírse a perturbación
por planetas cercanos. Dos años más tarde, Hatzes et al. (2000) mostraron
variaciones periódicas en la velocidad radial de esta estrella (P ∼ 7 años), indicativas
de la presencia de un compañero planetario. El exoplaneta tendría una excentricidad
de 0.6, una masa mínima de 0.86 M Jup , y se encontraría orbitando a una distancia
de 3.3 AU de la fuente central. De este modo, el exoplaneta se ubicaría relativamente
cerca de la estrella, y a mayor distancia se ubicaría el disco de polvo. En la Figura
1.22 mostramos una ilustración del material circunestelar alrededor de la estrella ɛ
Eri, mostrando el planeta cercano a la fuente, y más allá el disco de polvo.
En otros casos, la presencia del exoplaneta dentro del disco de polvo es sólo
hipotética. Por ejemplo, en el panel superior de la Figura 1.23 mostramos una imagen
coronográfica del disco de polvo que rodea a la estrella HD 141569, tomada con el
telescopio espacial Hubble. La morfología observada es la de dos anillos concéntricos,
o bien la de un disco con un anillo interno de vacío. Las características radiales observadas
no son reales y son debidas al procesamiento de la imágen. En el panel inferior,
podemos ver un modelo numérico del disco de polvo, donde se aprecia el anillo de
vacío en el disco de polvo. Este vacío se atribuye a la presencia de un posible planeta
(no detectado hasta el momento), que estaría barriendo el material del disco.
1.3. Objetivos generales de este trabajo
Como explicamos anteriormente, las estrellas EH poseen un compañero de baja
masa o exoplaneta, el cual suponemos que se ha formado a partir de un disco. Por
otro lado, las estrellas de tipo Vega son estrellas que poseen un remanente de disco o
disco de segunda generación. Por este motivo, uno de los objetivos centrales de este