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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.
Capítulo 2. Búsqueda de Discos en Estrellas con Exoplanetas 67 -10 -10 -12 -12 -14 HD 1237 -14 HD 3651 0 1 2 0 1 2 -10 -10 -12 -12 -14 HD 17051 -14 HD 41004A 0 1 2 0 1 2 -10 -10 -12 -12 -14 HD 65216 -14 HD 104985 0 1 2 0 1 2 -10 -10 -12 -12 -14 -14 47 UMa 0 1 2 0 1 2 Figura 2.3: SEDs para una muestra representativa de estrellas EH de clase de luminosidad V con exceso de emisión IR. Las unidades de flujo y longitud de onda son W/m 2 y µm, respectivamente. La línea continua representa un modelo de cuerpo negro normalizado para una T eff apropiada. Los cuadrados son los flujos observados y las líneas cortas corresponden a los límites superiores de IRAS.
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Propiedades Físicas de Estrellas c
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Resumen En este trabajo, estudiamos
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