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Capítulo 2. Búsqueda de Discos en Estrellas con Exoplanetas 88
Construimos las distribuciones espectrales de energía de 61 estrellas EH combinando
fotometría de diferentes relevamientos. El modelo de cuerpo negro reproduce
la distribución espectral observada entre 0.43 y 12 µm de modo muy satisfactorio
para estos objetos. Sin embargo, la mayoría de las estrellas de la muestra, presentan
exceso IR de emisión en λ > 12 µm que no puede ser ajustada con un único modelo de
cuerpo negro, y de esta manera no puede ser atribuído a una contribución fotosférica.
Mientras que en estos objetos no se espera o no es evidente un exceso significativo en
el IR cercano, excesos en el IR medio o lejano podrían ser significativos.
Aplicamos diferentes indicadores, previamente usados en la literatura para seleccionar
candidatos a tipo Vega (entre estrellas de secuencia principal), y así cuantificar
mejor los excesos en el IR medio o lejano, en la muestra analizada de estrellas EH.
En particular, usamos los excesos de flujo fotosférico en 12 y 25 µm (F 12,obs /F 12,∗ y
F 25,obs /F 25,∗ ), la luminosidad fraccional del disco (L IR /L ∗ ), y las razones de densidad
de flujo (R 12/25 y R 25/60 ) en combinación con asociaciones posicionales y condiciones
sobre la calidad de los datos IRAS de Mannings & Barlow (1998).
Los flujos fotosféricos en 12 y 25 µm y la luminosidad fraccional del disco indican
que, como grupo, las estrellas EH tienen un exceso con respecto al nivel fotosférico.
Sin embargo, en este caso no se aplican condiciones sobre la calidad de los datos
IRAS o sobre la asociación posicional. Por otro lado, el criterio de Mannings & Barlow
(1998) permite establecer una fracción más confiable de objetos con disco entre las
estrellas EH, debido a que establece restricciones adicionales sobre la calidad de los
datos y la asociación posicional de la fuente. El criterio es verificado por 19-23 % (6-7
de 31) de las estrellas EH de secuencia principal, y por 20 % (6 de 30) de las estrellas
EH evolucionadas. Para todos estos objetos, las diferencias entre las densidades de
flujo observadas y esperadas es significativamente mayor que 3σ.
Varias búsquedas de objetos de tipo Vega estiman una fracción similar de objetos
con exceso IR de emisión, entre estrellas de secuencia principal (es decir ∼
15 %, Sylvester et al. 2001, Fajardo - Acosta et al. 2000). Este exceso de emisión es
probablemente debido a la presencia de polvo circunestelar. Sin embargo, en vista
de la pobre resolución espacial y problemas de confusión de IRAS, se requieren mayor
resolución y mayor sensibilidad para confirmar la naturaleza circunestelar de las
emisiones detectadas. A partir del año próximo, estarán disponibles observaciones de
mejor calidad (realizadas por el satélite Spitzer), por lo cual será posible mejorar el
análisis aquí presentado.