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Capítulo 2. Búsqueda de Discos en Estrellas con Exoplanetas 66
El modelo de cuerpo negro reproduce las distribuciones espectrales observadas
entre 0.43 y 12 µm de un modo muy satisfactorio para los objetos analizados. Sin
embargo, la mayoría de las estrellas de la muestra presentan excesos IR de emisión
en λ > 12 µm que no pueden ajustarse por un modelo único de cuerpo negro, y de
esta forma, no puede ser atribuído a una contribución fotosférica. Luego, dividimos la
muestra de 61 estrellas EH en dos sub-muestras: 31 objetos de secuencia principal y
19 objetos con clase de luminosidad III/IV, mientras que el resto de las estrellas (11
en total) son fuentes con clase de luminosidad desconocida. La Figura 5.18 muestra
las SEDs para una sub-muestra representativa de estrellas de clase de luminosidad V
con exceso de emisión por encima del nivel fotosférico. Claramente podemos observar
los valores de flujo IR sobre la curva Plackiana. De un modo similar, la Figura 5.2
corresponde a objetos evolucionados y objetos con clase de luminosidad desconocida.
2.6. Estrellas de tipo Vega y el exceso de emisión
en el infrarrojo
A fin de cuantificar la existencia de exceso de emisión por encima del nivel fotosférico
en las estrellas EH, aplicamos tres criterios usados previamente en la literatura.
Estos estudios básicamente usan los siguientes parámetros: 1) F 12,obs /F 12,∗
y F 25,obs /F 25,∗ , los cocientes de los flujos observados y fotosféricos en 12 y 25 µm,
respectivamente (Sylvester & Mannings 2000, Laureijs et al. 2002), 2) L IR /L ∗ , la luminosidad
fraccional del disco de polvo (Sylvester et al. 1996), y 3) R 12/25 y R 25/60 ,
los cocientes de densidad de flujo (Mannings & Barlow 1998) en combinación con un
criterio de asociación posicional y condiciones sobre la calidad de los datos IRAS.
2.6.1. Los cocientes de los flujos observados en 12 y 25 µm
Los cocientes de los flujos observados en 12 y 25 µm se pueden utilizar como indicadores
de excesos de emisión en cada una de estas bandas. Se realizó un ajuste a los
distintos flujos observados para reproducir las distribuciones espectrales de energía
de cada fuente. Por otro lado, utilizamos un modelo de atmósfera de cuerpo negro
con la T eff del objeto considerado (normalizado a los flujos del óptico/IR cercano),
para representar el continuo fotosférico de las estrellas EH. Luego, determinamos las
razones F 12,obs /F 12,∗ y F 25,obs /F 25,∗ , las cuales son listadas en la Tabla 2.3.