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Picos Infrarrojos en Estrellas y Disco de Escombros

En muchas estrellas se han observado picos de emisión en el espectro infrarrojo que llevan a pensar en otros objetos en sus inmediaciones. Es el ejemplo de Vega α Lyr

image

En este gráfico se ve a la izquierda el espectro visible que cae en la zona del infrarrojo. A la derecha, exagerado, el espectro infrarrojo que no se explica simplemente por la estrella. La luminosidad de la estrella en el infrarrojo es de 2.5 10-5 Lvega. Una fracción del espectro visible pero lo suficientemente notable.

Este exceso en el espectro infrarrojo nos lleva a suponer otro objeto en las cercanías de la estrella.

Por la ley de Wien.    λmax = b/T resulta

T = \frac{b}{ \lambda_m}

En este caso, para λ = 60 μm,

T  \simeq 50K

Por otro lado la estimación de la temperatura de un cuerpo oscuro se da según la siguiente ecuación de donde se puede deducir la distancia a la estrella. Donde σ es la constante de boltzman. Lvega= 3.8 1026 W.

T=\sqrt[4]{\frac{L}{16 \pi \sigma D^2}} \simeq 50K

D=\sqrt{\frac{L}{16 \pi \sigma T^4}} \simeq 200 AU

Así, la superficie del objeto, para que irradie lo recibido por la estrella en esa frecuencia, debe cumplir con:

L=\frac{\pi r^2}{4 \pi D^2} entonces r = \sqrt{2.5 *10^5 *4 *D^2} = 2.9 10^{11} m

Resulta un tamaño ridículo para un objeto por lo que se entiende que se trata de un campo de desechos que forma un disco alrededor de la estrella.

NASA-14114-HubbleSpaceTelescope-DebrisDisks-20140424

En la medida en que la masa se divide en pequeñas partículas, la fracción de radiación reflejada sobre la superficie de las partículas se da conforme a:

Area = \frac{n*r^2}{4*D^2}

Si distribuimos una masa M con sierta densidad:

\frac{3*M}{4*r*\rho} \propto \frac1r

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