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Capítulo 2. Búsqueda de Discos en Estrellas con Exoplanetas 59
Tabla 2.1: Catálogos fotométricos usados para las estrellas EH
Catálogo Referencia Banda Comentario
Hipparcos ESA 1997, ESA SP-1200 B, V, I Mag límite V=12.4
Tycho ESA 1997, ESA SP-1200 B, V Mag límite V=11.5
2MASS Cutri et al. (2003) J, H, K s Fuentes más brillantes
que 1 mJy, S/N>10
DENIS DENIS Consortium (2003) J, K s , Gunn-I Mag límites: 18.5, 16.5,
y 14.0, respectivamente
MSX5C Egan et al. (1999) B1(4.29 µm), B2(4.25 µm) Sensibilidad de 0.1 Jy
A(8.28 µm), C(12.13 µm) en 8.3 µm
D(14.65 µm), E(21.34 µm)
IRAS PSC Beichman et al. (1986) 12, 25, 60, 100 µm Completa hasta 0.4, 0.5,
0.6, 1.0 Jy respec.
IRAS FSC Moshir et al. (1989) 12, 25, 60, 100 µm Completa hasta 0.2, 0.2,
0.2, 1.0 Jy respec.
ISO Kessler (1996) 3.6, 12, 15, 20, 25, 60, 90 µm
Nota: IRAS PSC corresponde a IRAS Point Source Catalog; IRAS FSC corresponde
a IRAS Faint Source Catalog
(Two Micron All Sky Survey) y DENIS (DEep Near Infrared Southern Sky Survey)
fueron utilizados para obtener los flujos en las bandas del IR cercano. Por otro lado, a
partir de los satélites MSX5C (Midcourse Space eXperiment), IRAS e ISO (Infrared
Space Observatory), obtuvimos las bandas correspondientes al IR medio y lejano.
Una vez que compilamos todas las magnitudes correspondientes a cada una de
las estrellas EH, aplicamos diversas calibraciones a fin de obtener los flujos en cada
banda. Usamos las calibraciones de Bessel (1979) para las magnitudes UBVRI y de
Bessel & Brett (1988) para las bandas JHKLL’M, para transformar a las magnitudes
correspondientes en unidades de flujo (W/m 2 ) cuando fue requerido. En el caso de
las magnitudes J, H, K s de 2MASS y de las magnitudes J, K s , Gunn-I de DENIS,
aplicamos las calibraciones de Cohen et al. (2003) y Fouqué et al. (2000), respectivamente.
Se introdujo un factor de corrección de color a los flujos IRAS (Beichman
et al. 1986). Esta corrección se aplica usualmente a los flujos que figuran en dicho
catálogo, ya que, al derivar los mismos, se supuso inicialmente que las fuentes emiten
con un flujo que es constante con la longitud de onda, sobre cada una de las bandas
(Beichman et al. 1986). Luego, al aplicar el factor de corrección, asumimos para las