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Capítulo 2. Búsqueda de Discos en Estrellas con Exoplanetas 64
2.5. Las distribuciones espectrales de energía
Inicialmente, derivamos el enrojecimiento E(B−V) de cada estrella EH a partir
del color (B−V) observado y del color intrínseco, (B−V) o , tomado de la calibración
de Schmidt-Kaler (1982). Para las estrellas EH con clase de luminosidad V, típicamente
obtenemos E(B−V) < 0.03, indicando que estos objetos no tienen un enrojecimiento
interestelar significativo. Para estrellas EH evolucionadas, derivamos un
enrojecimiento similar al de las estrellas de secuencia principal, excepto en algunos
casos que presentan valores negativos. Atribuímos estos valores de enrojecimiento
negativo a errores en los colores observados, incertezas en los tipos espectrales y/o
clases de luminosidad. En vista de los bajos valores obtenidos, despreciamos entonces
las correcciones por enrojecimiento para la muestra de estrellas EH.
Luego, combinamos fotometría óptica y del infrarrojo cercano para cada una de
las estrellas de la muestra, y aplicamos las calibraciones mencionadas de flujo en cada
una de las bandas. De este modo, construimos las distribuciones espectrales de
energía para 61 estrellas EH. Adoptamos una función de Planck correspondiente a la
temperatura efectiva de la estrella central para representar la contribución fotosférica,
y normalizamos 4 esta distribución de cuerpo negro a los flujos observados en el
óptico e infrarrojo cercano de cada estrella.
La elección particular de esta normalización nos impide detectar excesos en longitudes
de onda del óptico e infrarrojo cercano. Sin embargo, no se esperan excesos
en la región de 1-2 µm, dado que el grupo de estrellas EH sigue o se encuentra relativamente
cerca a la ubicación de la secuencia principal y la secuencia de gigantes.
Esto último se puede ver en la Figura 2.2, donde presentamos el diagrama K s − H
vs. J − K s para estas estrellas. En la Figura, las líneas sólidas indican la ubicación
de la secuencia principal y de la secuencia de gigantes de Bessel & Brett (1988).
Los tipos espectrales y las clases de luminosidad para los objetos analizados fueron
obtenidos del catálogo Hipparcos y de Reid (2002). Adoptamos temperaturas efectivas
a partir de trabajos de la literatura (ver, por ejemplo, Chen et al. 2002, Allende Prieto
& Lambert 1999). Cuando sólo eran disponibles el tipo espectral y la clase de
luminosidad, usamos la calibración de Schmidt-Kaler (1982) para derivar la T eff .
4 Normalizar es equivalente a hacer coincidir la función de Planck con los flujos observados, en
una cierta longitud de onda particular.