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Capítulo 1. Caracterización de Estrellas con Exoplanetas y de Tipo Vega 48 Figura 1.23: Panel superior: imagen coronográfica del disco de polvo que rodea a la estrella HD 141569, obtenida con el telescopio espacial Hubble. Panel inferior: modelo numérico del disco de polvo, donde se aprecia el anillo de vacío. Este vacío se atribuye a la presencia de un posible planeta (no detectado hasta el momento), que estaría barriendo el material del disco. Las imágenes han sido tomadas del trabajo de Weinberger et al. (1999).
Capítulo 1. Caracterización de Estrellas con Exoplanetas y de Tipo Vega 49 de flujos observados y esperados, y luminosidades fraccionales. También vamos a comparar las propiedades polarimétricas de las estrellas EH con respecto a las de tipo Vega. Hasta el momento, el único distintivo de las estrellas EH entre las estrellas de la vecindad solar, es que, como ya mencionamos, son ricas en metales. Suchkov & Schultz (2001) encontraron que 9 estrellas EH de tipo F, eran significativamente más jóvenes que las estrellas F de campo, con lo cual la edad podría ser un parámetro de ayuda al seleccionar candidatos a estrellas EH, es decir, que permitiese diferenciarlas de otras estrellas de la vecindad solar. Conocer la distribución de edades de estas estrellas (Capítulo 3), no sólo nos permitirá compararlas con respecto a las demás estrellas cercanas, sino que también con respecto a las estrellas de tipo Vega, como planteamos anteriormente. Un “test” importante será verificar si existe alguna relación entre el exceso IR y la edad, relación que es positiva para las estrellas Vega de tipo espectral A (Rieke et al. 2005, Su et al. 2006). También buscaremos posibles correlaciones con respecto a características físicas de los exoplanetas, tales como masa, semieje mayor o excentricidad. Las estrellas de tipo Vega se caracterizan por tener excesos IR asociados a discos tenues de polvo, sin que se conozcan hasta el momento otros parámetros que permitan diferenciar a estos objetos, como la metalicidad en el caso de las estrellas EH. Conocer las distribución de metalicidad de las estrellas de tipo Vega (Capítulo 4), nos permitirá confrontar estas estrellas con respecto a las estrellas EH, y con respecto a las demás estrellas de la vecindad solar. Si las estrellas de tipo Vega resultasen ser ricas en metales, esto sería un distintivo entre las estrellas de la vecindad solar, similar al caso de las estrellas EH. El incremento podría ser de origen primordial, o bien por una acreción posterior de material rico en metales hacia la estrella, tal vez del disco mismo. Si fuesen ricas en metales y con remanente de discos, aquellas estrellas de tipo Vega que no tienen exoplanetas detectados, estarían mostrando que el mecanismo de formación de planetas es complejo, y que las condiciones de tener disco (remanente) y ser rica en metales, no son condiciones suficientes para formar planetas. Por otro lado, si las estrellas de tipo Vega resultaran con metalicidades solares, estaría mostrando que la presencia del remanente de disco no correlaciona con la metalicidad de las estrellas. Esto ayudaría a explicar, al menos en parte, porqué la mayoría de estas estrellas no tienen exoplanetas detectados, ya que sabemos que las estrellas EH son, en general, ricas en metales. Por este motivo, estudiar la metalicidad de las estrellas de tipo Vega constituye otro de los objetivos de este trabajo.
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