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Capítulo 2. Búsqueda de Discos en Estrellas con Exoplanetas 77
de que ambas distribuciones sean idénticas.
Recientemente, se ha encontrado mediante mediciones del satélite Spitzer, que las
estrellas más viejas de tipo espectral A tienen menor luminosidad fraccional del disco
y menor exceso de emisión que las más jóvenes (Rieke et al. 2005, Su et al. 2006).
Como podemos ver en la Figura 2.8, buscamos alguna tendencia entre la luminosidad
fraccional L IR /L ∗ , con respecto a la edad de las estrellas EH. En la literatura, existen
determinaciones de edad de algunas estrellas EH individuales (González 1999,
González & Laws 2000, González et al. 2001, Suchkov & Schultz 2001, Chen et al.
2002). Estos autores usaron diferentes métodos para estimar la edad, tales como
isócronas o la emisión cromosférica en el núcleo de las líneas H y K del CaII. En un
próximo Capítulo se discutirá más en detalle este problema, donde realizamos una
determinación homogénea de las edades de este grupo de estrellas. Por este motivo,
adoptamos aquellos valores para la edad de las estrellas EH. No encontramos una
tendencia clara entre la luminosidad fraccional L IR /L ∗ y las edades. Sin embargo, las
incertezas relativamente grandes en las estimaciones de edades pueden haber enmascarado,
al menos en parte, cualquier posible tendencia. Por otro lado, recordemos que
nuestras luminosidades fraccionales están basadas en límites superiores de IRAS, lo
cual introduce una fuente adicional de incerteza.
2.6.3. El criterio de Mannings & Barlow (1998)
Mannings & Barlow (1998) definieron cuatro criterios para seleccionar fuentes
con exceso IR entre estrellas de secuencia principal: 1) separación en el cielo entre las
coordenadas del catálogo IRAS y las contrapartes ópticas < 60 ′′ ; 2) Flujos de IRAS
con calidad “excelente” o “moderada” (es decir, la variable FQUAL = 2 o 3, en la
Tabla 2.3); 3) Clase de Luminosidad V, es decir, estrellas de secuencia principal; 4)
Exceso IR verificando al menos una de las siguientes desigualdades:
∆ 12/25
δ obs
≡ R 12/25 − R ∗ 12/25
δR 12/25
< −1 (2.1)
∆ 25/60
δ obs
≡ R 25/60 − R ∗ 25/60
δR 25/60
< −1 (2.2)