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Capítulo 2. Búsqueda de Discos en Estrellas con Exoplanetas 70 Figura 2.5: Distribuciones de F 12,obs /F 12,∗ (panel superior) y F 25,obs /F 25,∗ (panel inferior), para estrellas EH de secuencia principal (línea continua) y evolucionadas (línea punteada). Usamos datos IRAS en 25 µm para construir el histograma inferior, excepto cuando sólo está disponible la fotometría de ISO. La línea vertical indica la mediana de cada distribución.
Capítulo 2. Búsqueda de Discos en Estrellas con Exoplanetas 71 supongamos que existe una correlación, tal que al aumentar la separación, aumenta el cociente de los flujos. Esto significaría que la elipse de incerteza posicional de IRAS de los objetos con mayor exceso, tiende a ser más grande, haciendo más probable la contaminación, por lo cual se pondría en duda el origen circunestelar del exceso. Notamos, sin embargo, que los excesos de emisión en ambas longitudes de onda no son grandes, y de este modo cualquier contribución interestelar que pudiera contaminar los flujos IRAS, debería ser relativamente pequeña. Más adelante aplicaremos una condición sobre la calidad a los datos IRAS para discriminar mejor las estrellas EH con probable exceso en el IR lejano. 2.6.2. La luminosidad fraccional del disco de polvo La luminosidad fraccional del disco de polvo se calcula a partir del cociente L IR /L ∗ , es decir, la razón entre la luminosidad IR observada (en exceso), y la luminosidad estelar esperada de cada estrella. De este modo, un objeto que no presentara exceso IR de emisión, tendría L IR /L ∗ ∼ 0, mientras que una estrella con excesos, presentaría L IR /L ∗ > 0. Siguiendo a Sylvester et al. (1996), determinamos para cada estrella λ exc , la longitud de onda donde la curva ajustada (que representa la distribución espectral observada) se separa o diverge del modelo de cuerpo negro. Este punto marca la longitud de onda mínima donde comienza a ser notable el exceso de emisión sobre el nivel fotosférico. Para la mayoría de los objetos en la muestra, tenemos que λ exc = 12 µm (ver Tabla 2.3). En las estrellas de tipo Vega, esta separación usualmente también ocurre en 12 µm (Sylvester et al. 2001), indicando que estos objetos están desprovistos de cantidades significativas de polvo caliente en sus discos y que hay poco polvo muy cercano a la fuente. En caso de que este último existiera, el exceso de emisión ocurriría en longitudes de onda más cortas. Imágenes directas de alguno de estos sistemas de tipo Vega, (ver, por ejemplo, HR 4796A y HD 141569, Augereau et al. 1999, Weinberger et al. 1999, Schneider et al. 1999) muestran que los discos verdaderamente tienen regiones internas limpias muy extensas, las cuales están substancialmente libres de polvo. Por otro lado, objetos jóvenes de aproximadamente el mismo tipo espectral que las estrellas de tipo Vega, como son las estrellas Herbig AeBe, tienden a mostrar excesos IR de emisión significativos (ver, por ejemplo, Malfait et al. 1998).
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Propiedades Físicas de Estrellas c
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Resumen En este trabajo, estudiamos
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