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Capítulo 2. Búsqueda de Discos en Estrellas con Exoplanetas 62
Tabla 2.2: Estrellas EH con movimientos propios altos y asociación incierta entre las
fuentes IRAS/óptica
Estrella µ α [mas/yr] µ δ [mas/yr] r [arcsec]
HD 39091 +311.97 +1050.19 133.66
HD 89744 −120.17 −138.60 93.01
GJ 86 +2092.84 +654.32 76.62
ρ CrB −196.89 −773.01 154.16
70 Vir −234.81 −576.19 68.88
mente menor que los excesos en 25 µm, para las dos clases de objetos. La muestra de
estrellas con clase de luminosidad V y las evolucionadas tienen medias de color K s −
[12] de 0.38 y 0.44, respectivamente. Para los colores K s − [25], obtenemos medianas
de 1.26 y 1.20, secuencia principal y evolucionadas.
Fajardo - Acosta et al. (2000) usaron el diagrama K s − [12] vs. J − K s para
seleccionar estrellas con exceso en 12 µm como candidatos a tipo Vega. Las estrellas
de secuencia principal sin excesos analizadas por estos autores, presentan K s − [12]
∼ 0, mientras que para las estrellas con exceso en 12 µm en su muestra, ellos derivan
K s − [12] ∼ 0.5.
A continuación comparamos estos excesos, con respecto a los valores obtenidos
para objetos jóvenes. Las estrellas Herbig AeBe del catálogo de Thé et al. (1994)
tienen una mediana en K s − [12] de 4.21. Por otro lado, las estrellas T Tauri clásicas
(CTTs) y las estrellas T Tauri con emisión débil (WTTs) en la nube molecular de
Taurus Auriga, presentan excesos medios en 12 µm de 4.07 y 2.47, respectivamente
(Kenyon & Hartmann 1995). Vemos entonces que los excesos de color en el IR medio
asociados con estrellas jóvenes (las cuales tienen edades medias de ∼ 1–10 10 6 yr),
son mayores que aquellas derivadas para las estrellas EH y las estrellas de tipo Vega
(edades ∼ 1-10 10 8 yr). Sin embargo, estos objetos presentan excesos de emisión que
son significativos en relación a otras estrellas de secuencia principal, las que se cree
que están esencialmente desprovistas de material circunestelar.