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Capítulo 2. Búsqueda de Discos en Estrellas con Exoplanetas 72 Figura 2.6: Razones de los flujos observados y fotosféricos en 12 y 25 µm vs. la diferencia entre las posiciones IRAS y ópticas, r, en segundos de arco. Las estrellas con clase de luminosidad V son representadas por círculos, los objetos evolucionados por cuadrados abiertos.
Capítulo 2. Búsqueda de Discos en Estrellas con Exoplanetas 73 Para las estrellas EH, derivamos la luminosidad estelar, L ∗ , integrando el modelo de cuerpo negro en todo el rango de longitud de onda, y la luminosidad observada, L obs , integrando sobre la curva ajustada. Para calcular el exceso de luminosidad IR, L IR , substraemos la luminosidad estelar (L ∗ ) de la observada (L obs ). La Tabla 2.3 presenta la luminosidad fraccional del disco, L IR /L ∗ , el exceso sobre la luminosidad estelar. Además, la Tabla 2.3 provee referencias a los catálogos usados para calcular la luminosidad fraccional, una indicación sobre la calidad de los datos IRAS, y una nota sobre la posible variabilidad de la fuente. La calidad de las mediciones de densidad de flujo de IRAS está indicada por la variable FQUAL como de alta calidad, moderada calidad o límite superior (FQUAL = 3, 2, y 1, respectivamente) en cada banda. Usualmente sólo las bandas de 12 y 25 µm tienen calidad alta o moderada en la muestra de estrellas EH. Los datos IRAS también proveen una indicación de contaminación por cirrus. El resto de los catálogos fotométricos usados incluyen notas indicando diferentes factores (tales como variabilidad o multiplicidad) que pueden afectar la calidad de la fotometría. Combinamos toda esta información y usamos el catálogo de Kholopov et al. (1998), A Combined General Catalog of Variable Stars, para incluir una nota sobre la variabilidad de las fuentes (ver Tabla 2.3, última columna). Algunas de las fuentes son variables o sospechadas de serlo, y/o sufren de problemas de contaminación o confusión. Recordamos, sin embargo, que las luminosidades fraccionales para la mayoría de los objetos en la Tabla 2.3, han sido derivadas usando límites superiores de IRAS, particularmente en la banda de 100 µm. En la Sección 6.3. aplicaremos el criterio de Mannings & Barlow (1998) y pondremos condiciones sobre la calidad de los datos de IRAS para derivar una fracción más confiable de estrellas EH con exceso de emisión en el IR. Los datos de IRAS también pueden sufrir de contaminación por fuentes débiles del fondo, no visibles en las placas del DSS. Además, el valor derivado de λ exc (la longitud de onda a partir de la cual el exceso IR es notable), tiene una cierta incerteza. Esto se debe a que las SEDs son construidas a partir de pocos valores conocidos del flujo. Luego, al derivar la luminosidad fraccional L IR /L ∗ , resulta sensible a este valor. Sylvester & Mannings (2000) estiman una incerteza de un factor alrededor de 2 en L IR /L ∗ debido a este efecto, lo cual corresponde a la fuente principal de incerteza en nuestras derivaciones.
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Propiedades Físicas de Estrellas c
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Resumen En este trabajo, estudiamos
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