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Capítulo 2. Búsqueda de Discos en Estrellas con Exoplanetas 61
2.4. Los diagramas K s − [12] vs. J − K s y K s −
[25] vs. J − K s
Los diagramas color-color K s − [12] vs. J − K s y K s − [25] vs. J − K s , se pueden
utilizar como un indicador de exceso IR, entre las estrellas EH. Si la posición de las
estrellas sobre el diagrama se aleja de la zona correspondiente a estrellas de secuencia
principal sin excesos IR (K s − [12] = 0 y K s − [25] = 0), esto estaría mostrando
que las estrellas en cuestión emiten por encima del nivel fotosférico normal. De este
modo, compilamos las bandas JHK s del relevamiento 2MASS y los flujos del catálogo
IRAS para toda la muestra de objetos EH y construimos los diagramas color-color
K s − [12] vs. J − K s y K s − [25] vs. J − K s , los cuales mostramos en la Figura 2.1.
Los círculos indican estrellas con clase de luminosidad V y los cuadrados estrellas
evolucionadas (es decir, clase IV/III). Eliminamos la estrella 55 Cnc de la muestra
analizada, ya que los excesos en 12, 25 µm y los demás flujos IRAS, probablemente
corresponden a fuentes no resueltas del fondo (Jayawardhana et al. 2002).
El material circunestelar de polvo alrededor de estrellas gigantes, podría tener un
origen interestelar y no circunestelar, al menos en algunos casos (Kalas et al. 2002).
Estos autores obtuvieron imágenes coronográficas de 6 estrellas candidatas de tipo
Vega, 5 de las cuales muestran nebulosas de reflexión iluminadas por las mismas estrellas.
De acuerdo a esto, los granos de polvo del medio interestelar que se encuentran
en la vecindad de estos objetos, serían los responsables del exceso de emisión térmica,
y no los supuestos discos de polvo. Sin embargo, Jura (1999) sugiere que los discos
circunestelares de polvo alrededor de estrellas gigantes pueden resultar de la destrucción
de objetos tipo cometas en una región similar al Cinturón de Kuiper mientras la
estrella central envejece e incrementa su luminosidad, evolucionando hacia la rama de
las gigantes. En este trabajo, elegimos analizar separadamente los objetos con clase
de luminosidad V, es decir, las estrellas de secuencia principal, y por otro lado los
objetos más evolucionados, a pesar de que los mismos algoritmos (o indicadores de
exceso IR) son aplicados a ambos grupos.
Los diagramas color-color de la Figura 2.1, muestran que las estrellas EH presentan
excesos IR, aunque no hemos impuesto todavía condiciones sobre la calidad
de los flujos. Notamos una mezcla homogénea de objetos EH de secuencia principal
y evolucionados en la Figura 2.1, lo cual indica propiedades similares del exceso IR
para ambos grupos. Además, los excesos en 12 µm presentan una dispersión relativa-