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Capítulo 2. Búsqueda de Discos en Estrellas con Exoplanetas 69
Algunos de los objetos considerados presentan fotometría en el IR lejano de diferentes
catálogos, es decir, son disponibles datos de ISO, IRAS PSC 5 y/o IRAS FSC
6 . En estos casos, calculamos los valores F 25,obs /F 25,∗ derivados de los diferentes relevamientos,
los cuales mostramos en la Tabla 2.3. En general, los valores obtenidos de
F 25,obs /F 25,∗ a partir de datos ISO son menores que las mismas razones derivadas a
partir de flujos IRAS. Los casos más extremos corresponden a τ Boo y 47 UMa (0.98,
1.66 para τ Boo y 0.96, 1.39 for 47 UMa, bandas de ISO y IRAS, respectivamente).
Notamos que estos objetos en particular, son estrellas variables o sospechadas de serlo.
La Figura 2.5 muestra las distribuciones de los cocientes de los flujos observados
y fotosféricos en 12 y 25 µm (paneles superior e inferior). La línea continua indica
la sub-muestra de estrellas EH con clase de luminosidad V, y la línea punteada las
estrellas de clase de luminosidad III/IV. La mediana de la distribución de 12 µm es
1.67 para ambos grupos. Para los datos en 25 µm obtenemos valores de mediana de
2.11 y 2.06, para los objetos de secuencia principal y evolucionados, respectivamente.
El grupo de estrellas EH tiene excesos de emisión en ambos flujos de 12 y 25
µm. La distribución de excesos en 12 µm de ambas sub-muestras es más angosta que
en el histograma de excesos en 25 µm, indicando caracteríticas cuasi-uniformes de
los discos en 12 µm y una mayor diversidad de propiedades en 25 µm (ver también
Figura 2.1). El resultado del “test” estadístico de Kolmogorov-Smirnov 7 (“Test” KS,
Press et al. 1992), indica una probabilidad alta de que las distribuciones de objetos
de secuencia principal y de objetos evolucionados sean idénticas. Derivamos probabilidades
de ∼ 49 % comparando estrellas de secuencia principal y evolucionadas en
12 µm, y de ∼ 86 % al compararlos en 25 µm.
En la Figura 2.6 mostramos los cocientes de los flujos observados y fotosféricos
en 12 y 25 µm, vs. las diferencias entre las posiciones IRAS y ópticas, en segundos
de arco. No encontramos una tendencia clara en estos gráficos, lo cual sugiere que
los excesos detectados en 12 y 25 µm son circunestelares. Una correlación positiva
podría poner en duda la verdadera naturaleza circunestelar de los excesos detectados,
e indicaría un origen interestelar (Sylvester & Mannings 2000). Para entender esto,
5 IRAS Point Source Catalog, Beichman et al. (1986).
6 IRAS Faint Source Catalog, Moshir et al. (1989).
7 Éste es un algoritmo que permite calcular la probabilidad de que dos muestras diferentes, representen
a la misma población de objetos.