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Capítulo 2. Búsqueda de Discos en Estrellas con Exoplanetas 83
en el IR cercano y sub-milimétrico. La sensibilidad del trabajo de Schneider et al.
(2001) es ∼ 10 veces superior al trabajo de Trilling et al. (2000). Jayawardhana et al.
(2002) sugieren que la emisión en 60 µm asociada con 55 Cnc provenía de objetos del
fondo, basado en la observación de 3 picos detectados en 850 µm (no circunestelares),
ubicados a 40–60 ′′ de la estrella. Este resultado pone en duda la verdadera naturaleza
circunestelar del exceso IR asociado con este grupo de objetos, excepto para ɛ Eri
para el cual la presencia de un disco de polvo parece estar bien establecida. Greaves
et al. (1998) obtuvieron imágenes en 850 µm de esta estrella, detectando un anillo
de polvo, con un pico a una distancia de 60 AU de la estrella central. De este modo,
la presencia de un disco estaría confirmada en las 6 estrellas EH de Beichman et al.
(2005) y en ɛ Eri.
El criterio de Mannings & Barlow (1998) es satisfecho por tres de estos objetos (ɛ
Eri, HD 82943 y HD 128311), asumiendo que la incerteza de los datos fotométricos
es despreciable. El criterio falla en identificar las 4 estrellas restantes por las razones
explicadas precedentemente, es decir, calidad de los datos de IRAS (HD 33636, HD
52265 y HD 50554). En el caso de 70 Vir, las ecuaciones del exceso IR no son verificadas.
Por otro lado, el criterio de Mannings & Barlow (1998) es cumplido por 3
estrellas (HD 17051, HD 145675 y 47 UMa), en las que estos autores no encuentran
exceso en 24 ni 70 µm. Creemos que esto se debe a la pobre calidad de los datos IRAS
para estos objetos.
2.7. Polarimetría de las estrellas con Exoplanetas
Usamos los catálogos de Leroy (1993) y Heiles (2000) para compilar la polarimetría
óptica de 26 estrellas EH. A fin de comparar las propiedades polarimétricas del grupo
de estrellas EH con las estrellas de tipo Vega, colectamos información similar para 44
estrellas de tipo Vega de la literatura (Bhatt & Manoj 2000, Oudmaijer et al. 2001).
Seleccionamos objetos cercanos, con d < 100 pc. La mayoría de estas estrellas están
ubicadas fuera del plano galáctico. La latitud galáctica promedio de esta muestra es
de ∼ 43 o y sólo una estrella (HD 139664) tiene |b| ∼ 8.5 o . Dentro de este rango de
distancia y relativamente alta latitud galáctica, la polarización interestelar es ∼ 0.1 %
(Reiz & Franco 1998, Bhatt & Manoj 2000). En el caso de las estrellas EH, la muestra
compilada de 26 estrellas se encuentra entre 3 y 42 pc de distancia. En consecuencia,
esperamos que la contribución interestelar a la polarización medida, sea pequeña.