We present an uniform comparison among three different kind of objects: cool-Jupiter exoplanet host-stars, stars with dust disks and exoplanet host-stars with dust disks. The goal of this contribution was to determine why stellar objects originally surrounded by planetesimals evolve to different final configurations, from stars with planets to stars with debris disks.Realizamos una comparación uniforme de las metalicidades de tres grupos de objetos diferentes: estrellas con planetas del tipo Júpiter frío, estrellas con discos de polvo y estrellas que poseen tanto planetas como discos de polvo. El objetivo de esta contribución fue el de indagar sobre los motivos por los cuales objetos estelares que originalmente son circundados por planetesimales, evolucionan hacia configuraciones finales distintas, que van desde estrellas con compañeras de masa planetaria hasta estrellas rodeadas por discos de partículas sólidas.Fil: Petrucci, Romina Paola. Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas. Oficina de Coordinación Administrativa Ciudad Universitaria. Instituto de Astronomía y Física del Espacio(i); ArgentinaFil: Saffe, Carlos. Consejo Nacional de Investigaciones Cientiâ­ficas y Tecnicas. Centro Cientifico Tecnologico San Juan. Instituto de Ciencias Astronomicas de la Tierra y del Espacio; Argentina. Universidad Nacional de San Juan. Facultad de Ciencias Exactas, Fisicas y Naturales; ArgentinaFil: Jofré, E.. Universidad Nacional de Cordoba. Observatorio Astronomico de Cordoba; Argentina. Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas; Argentin

Jofré, E.

Petrucci, Romina Paola

Saffe, Carlos

LAReferencia - Red Federada de Repositorios Institucionales de Publicaciones Científicas Latinoamericanas

Asociación Argentina de Astronomı́aBAAA, Vol. 53, 2010J.J. Clariá, M.V. Alonso, A.E. Piatti & F.A. Bareilles, eds.PRESENTACIÓN MURALMetalicidad de estrellas con exoplanetas y discos de polvoR. Petrucci1,5, C. Saffe2,3,5 & E. Jofré4,5(1) Instituto de Astronomı́a y F́ısica del Espacio (IAFE)(2) Instituto de Ciencias Astronómicas de la Tierra, y del Espacio(ICATE)(3) Facultad de Ciencias Exactas, F́ısicas y Naturales, UniversidadNacional de San Juan(4) Observatorio Astronómico, Universidad Nacional de Córdoba(5) CONICETAbstract. We present an uniform comparison among three differentkind of objects: cool-Jupiter exoplanet host-stars, stars with dust disksand exoplanet host-stars with dust disks. The goal of this contributionwas to determine why stellar objects originally surrounded by planetes-imals evolve to different final configurations, from stars with planets tostars with debris disks.Resumen. Realizamos una comparación uniforme de las metalicidadesde tres grupos de objetos diferentes: estrellas con planetas del tipo Júpiterfŕıo, estrellas con discos de polvo y estrellas que poseen tanto planetascomo discos de polvo. El objetivo de esta contribución fue el de indagarsobre los motivos por los cuales objetos estelares que originalmente soncircundados por planetesimales, evolucionan hacia configuraciones finalesdistintas, que van desde estrellas con compañeras de masa planetaria has-ta estrellas rodeadas por discos de part́ıculas sólidas.1. IntroducciónHasta la fecha se han encontrado en la secuencia principal unas 400 estrellas condiscos de polvo (o análogos del Cinturón de Kuiper), casi 500 estrellas con uno omás planetas, y aproximadamente 20 objetos que presentan ambos. Estos hechosdieron lugar al surgimiento y desarrollo de teoŕıas que pudieran explicar tanto elorigen de los discos de polvo como el origen de los planetas. Para el primer caso,actualmente se asume que es la erosión o colisión de planetesimales (Backman &Paresce 1993) la que genera los discos análogos del Cinturón de Kuiper, mientrasque en el segundo caso la teoŕıa más aceptada corresponde al modelo de acreciónde núcleos de Pollack et al. (1996) que indica que los planetas surgen de la fusiónde planetesimales. Luego, porqué estrellas con planetas y discos de polvo hanevolucionado hacia configuraciones finales distintas si ambas poseen un antecesorcomún? En el año 2007 Greaves et al. postularon que la masa total de metales enel disco primordial de una estrella es el principal factor para determinar cuál serásu configuración final. Las hipótesis básicas de este modelo son que la metalicidad269270 R. Petrucci et al.es una cantidad originalmente común a la estrella y su disco, y que un númeromayor de metales en el disco primordial implica un crecimiento planetario másefectivo. Es decir que, a medida que la cantidad de metales en el disco primordialdisminuye, se generan distintos escenarios: a) estrellas con “Júpiters calientes”,b) estrellas con “Júpiters fŕıos”, c) sistemas con planetas gigantes y disco, d)objetos con discos de polvo y e) estrellas aisladas. Según el modelo de Pollack,en el caso a) un número elevado de metales como carbono, hierro, etc, favorece uncrecimiento rápido de planetesimales que posteriormente se fusionan formandonúcleos planetarios. Cuando estos núcleos acretan una envoltura gaseosa y danorigen a una atmósfera, se convierten en planetas gigantes gaseosos. Finalmente,las interacciones con el material del disco dan lugar al fenómeno de migración quelos ubica a distancias de la fuente central menores a 0,1 UA, originando planetasdel tipo Júpiter caliente. En el caso de los Júpiters fŕıos, el disco presenta unnúmero de metales inferior al del caso a); los planetas se forman más lentamente,de modo que migran mucho menos y se ubican a distancias mayores de la fuentecentral. En la situación c) solo una fracción del material en el disco es convertidaen planetas. En el caso d) se originan principalmente planetesimales; mientrasque en el caso e) no queda material alrededor de la estrella. Basándonos enesta teoŕıa, comparamos las distribuciones de metalicidad de distintos gruposde objetos de secuencia principal para determinar si existen o no diferenciassignificativas entre ellas.2. Objetos seleccionados y determinación de metalicidadesSeleccionamos un total de 34 objetos pertenecientes a tres categoŕıas distintas. 12corresponden al grupo de estrellas con discos de polvo, 13 a la muestra de estrel-las de secuencia principal que albergan al menos un planeta del tipo Júpiter fŕıodetectado con la técnica Doppler, y 9 al grupo de objetos que presentan discosy planetas simultáneamente. Las observaciones fueron realizadas en el CASLEOcon el telescopio “Jorge Sahade” de 2,15 m y el espectrógrafo echelle de bancoEBASIM durante octubre de 2008 y febrero y marzo de 2009. Todos los espectroscubrieron un rango aproximado en longitud de onda de 3830 a 5870 Ȧ, y fueroncorregidos por bias, flat y llevados a una dimensión con las tareas del paquetede programas IRAF. Para cada objeto de la muestra obtuvimos su temperaturay logaritmo de la gravedad superficial a través de la calibración de Napiwotzkiet al. (1993) que requirió la fotometŕıa Strömgrem ubvyβ de cada estrella. Conel programa ATLAS9 (Kurucz 1970) y asumiendo inicialmente una metalicidadsolar, calculamos modelos de atmósfera acordes a los parámetros fundamentalesdeterminados (Teff y log g). Medimos los anchos equivalentes de las ĺıneas deabsorción de interés (veáse “Selección de ĺıneas espectrales”) que no presentaban“blends” por medio del código ARES desarrollado por Sousa et al. (2007). Fi-nalmente, a partir del modelo de atmósfera calculado y los anchos equivalentesmedidos, ejecutamos el programa WIDTH9 (Kurucz 1970) y determinamos laabundancia de Fe de cada estrella de la muestra.2.1. Selección de ĺıneas espectralesPara las estrellas tempranas utilizamos un total de 52 ĺıneas de FeI y 24 de FeIIque fueron empleadas por Qiu et al. (2001) para determinar las abundancias deMetalicidad de estrellas con exoplanetas y discos de polvo 271diversos elementos qúımicos presentes en Vega, la cual se caracteriza por presen-tar un disco de polvo. Por otra parte, para los objetos con planetas escogimosun total de 142 ĺıneas de FeI y 16 de FeII que fueron utilizadas por Sousa et al.(2008) para derivar la metalicidad de un total de 451 estrellas de tipo FGK.3. ResultadosEn la Figura 1 presentamos las distribuciones de metalicidad de los objetospertenecientes a cada grupo. Tomando como referencia una metalicidad solar decero ([Fe/H]=0), los valores de la mediana correspondientes a cada distribuciónfueron de: -0,16 dex para las estrellas con discos, 0,13 dex para las que alberganplanetas del tipo Júpiter fŕıo y 0,11 dex para las que poseen discos y planetassimultáneamente. Los resultados de la prueba de Kolmogorov-Smirnov indicanque existe una probabilidad de 0.01% de que las distribuciones de metalicidadde las estrellas con planetas y de las estrellas con discos de polvo, representen ala misma población, mientras que para los grupos de objetos con y sin discos queposeen una compañera de masa planetaria, la probabiblidad de que pertenezcana la misma población es del 94%. Esto concuerda con el hecho actualmenteaceptado de que la gran mayoŕıa de los planetas del tipo de Júpiter se formaen sistemas ricos en metales. No obstante, de la Figura 1, también debemosnotar que la frecuencia de objetos con baja metalicidad que poseen compañerasplanetarias no es nula, lo cual confirma que la formación de planetas no tomalugar únicamente en nubes protoplanetarias ricas en metales.Figura 1. Comparación entre las distribuciones de metalicidad de los dis-tintos grupos de objetos.4. ConclusiónLos valores de mediana de los dos grupos de estrellas con planetas (con y sindiscos), nos indican que se trata de muestras ricas en metales (0,13 y 0,11 dex).Para el grupo de las estrellas con discos de polvo, el valor de la mediana es de272 R. Petrucci et al.-0,16 dex, similar a lo obtenido para las estrellas de la Vecindad Solar, lo cualseñala que ésta es una muestra pobre en metales en comparación con la muestrade objetos que poseen compañeras planetarias. Estos resultados acuerdan conel escenario propuesto por Greaves et al. (2007) y por ende con el modelo deacreción de núcleos de Pollack et al. (1996). Es decir, por un lado, nuestra mues-tra de estrellas que albergan planetas del tipo Júpiter fŕıo es la que presenta lametalicidad promedio más alta. Luego, aunque con una metalicidad sutilmenteinferior, se encuentra la muestra de estrellas con planetas y discos análogos delCinturón de Kuiper, y finalmente el grupo de estrellas con discos que poseenla abundancia de Fe más pequeña. En este sentido, la teoŕıa de Pollack explicaque si el disco primordial presenta un alto contenido de metales, entonces losplanetesimales se fusionan rápidamente formando núcleos planetarios. Cuandoestos núcleos son lo suficientemente masivos, acretan una atmósfera convirtién-dose en planetas gigantes gaseosos. Si todo este proceso toma lugar rápidamenteentonces habrá suficiente gas en el disco para permitir que los planetas reciénformados migren hacia las cercańıas (distancias < 0,1 UA) de la estrella con-virtiéndose en Júpiters calientes. Aśı mismo, cuanto menor sea el contenido demetales, más lento será el crecimiento de planetesimales y por lo tanto transcur-rirá un lapso de tiempo mayor para que se formen los planetas, durante el cualuna gran parte del gas presente en el disco se habrá disipado, impidiendo quelos gigantes recién formados migren hasta distancias tan próximas de la estrella,transformándose entonces en Júpiters fŕıos. Si la metalicidad es menor aún, elcrecimiento de planetesimales se producirá tan lentamente que parte de ellos obien todos no llegarán a formar planetas. Por último, notamos que todos losresultados enunciados se basan en muestras de objetos relativamente pequeñas,por lo cual sólo son tendencias iniciales a confirmar a partir de un mayor númerode estrellas.ReferenciasBackman, D.E. & Paresce, F., 1993, in “Protostars and Planets III”, ed. Levy, Lunine,Mathews (Tucson: Univ. Arizona Press).Greaves, J. S., Fischer, D. A., Wyatt, M. C., Beichman, C. A. & Bryden, G., 2007,MNRAS 378, L1Kurucz, R. L., 1970, “ATLAS: A computer program for calculating model stellar at-mospheres”, SPECIAL REPORT 309, Smithsonian Astrophysical Observatory,CambridgeNapiwotzki, R., Schoenberner, D. & Wenske, V., 1993, A&A 268, 653Pollack, J. B., Hubickyj, O., Bodenheimer, P., Lissauer, J. J., Podolak, M. & Greenzweig,Y., 1996, Icarus 124, 62Qiu, H. M., Zhao, G., Chen, Y. Q. & Li, Z. W., 2001, ApJ 548, 953Sousa, S. G., Santos, N. C., Israelian, G., Mayor, M. & Monteiro, M. J. P. F. G., 2007,A&A 469, 783Sousa, S. G., Santos, N. C., Mayor, M., Udry, S., Casagrande, L., Israelian, G., Pepe,F., Queloz, D. & Monteiro, M. J. P. F. G., 2008, A&A 487, 373

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Metalicidad de estrellas con exoplanetas y discos de polvo

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Asociacio´n Argentina de Astronomı´aBAAA, Vol. 53, 2010J.J. Claria´, M.V. Alonso, A.E. Piatti & F.A. Bareilles, eds.PRESENTACIO´N MURALMetalicidad de estrellas con exoplanetas y discos de polvoR. Petrucci1,5, C. Saffe2,3,5 & E. Jofre´4,5(1) Instituto de Astronomı´a y F´ısica del Espacio (IAFE)(2) Instituto de Ciencias Astrono´micas de la Tierra, y del Espacio(ICATE)(3) Facultad de Ciencias Exactas, F´ısicas y Naturales, UniversidadNacional de San Juan(4) Observatorio Astrono´mico, Universidad Nacional de Co´rdoba(5) CONICETAbstract. We present an uniform comparison among three differentkind of objects: cool-Jupiter exoplanet host-stars, stars with dust disksand exoplanet host-stars with dust disks. The goal of this contributionwas to determine why stellar objects originally surrounded by planetes-imals evolve to different final configurations, from stars with planets tostars with debris disks.Resumen. Realizamos una comparacio´n uniforme de las metalicidadesde tres grupos de objetos diferentes: estrellas con planetas del tipo Ju´piterfr´ıo, estrellas con discos de polvo y estrellas que poseen tanto planetascomo discos de polvo. El objetivo de esta contribucio´n fue el de indagarsobre los motivos por los cuales objetos estelares que originalmente soncircundados por planetesimales, evolucionan hacia configuraciones finalesdistintas, que van desde estrellas con compan˜eras de masa planetaria has-ta estrellas rodeadas por discos de part´ıculas so´lidas.1. Introduccio´nHasta la fecha se han encontrado en la secuencia principal unas 400 estrellas condiscos de polvo (o ana´logos del Cinturo´n de Kuiper), casi 500 estrellas con uno oma´s planetas, y aproximadamente 20 objetos que presentan ambos. Estos hechosdieron lugar al surgimiento y desarrollo de teor´ıas que pudieran explicar tanto elorigen de los discos de polvo como el origen de los planetas. Para el primer caso,actualmente se asume que es la erosio´n o colisio´n de planetesimales (Backman &Paresce 1993) la que genera los discos ana´logos del Cinturo´n de Kuiper, mientrasque en el segundo caso la teor´ıa ma´s aceptada corresponde al modelo de acrecio´nde nu´cleos de Pollack et al. (1996) que indica que los planetas surgen de la fusio´nde planetesimales. Luego, porque´ estrellas con planetas y discos de polvo hanevolucionado hacia configuraciones finales distintas si ambas poseen un antecesorcomu´n? En el an˜o 2007 Greaves et al. postularon que la masa total de metales enel disco primordial de una estrella es el principal factor para determinar cua´l sera´su configuracio´n final. Las hipo´tesis ba´sicas de este modelo son que la metalicidad269270 R. Petrucci et al.es una cantidad originalmente comu´n a la estrella y su disco, y que un nu´meromayor de metales en el disco primordial implica un crecimiento planetario ma´sefectivo. Es decir que, a medida que la cantidad de metales en el disco primordialdisminuye, se generan distintos escenarios: a) estrellas con “Ju´piters calientes”,b) estrellas con “Ju´piters fr´ıos”, c) sistemas con planetas gigantes y disco, d)objetos con discos de polvo y e) estrellas aisladas. Segu´n el modelo de Pollack,en el caso a) un nu´mero elevado de metales como carbono, hierro, etc, favorece uncrecimiento ra´pido de planetesimales que posteriormente se fusionan formandonu´cleos planetarios. Cuando estos nu´cleos acretan una envoltura gaseosa y danorigen a una atmo´sfera, se convierten en planetas gigantes gaseosos. Finalmente,las interacciones con el material del disco dan lugar al feno´meno de migracio´n quelos ubica a distancias de la fuente central menores a 0,1 UA, originando planetasdel tipo Ju´piter caliente. En el caso de los Ju´piters fr´ıos, el disco presenta unnu´mero de metales inferior al del caso a); los planetas se forman ma´s lentamente,de modo que migran mucho menos y se ubican a distancias mayores de la fuentecentral. En la situacio´n c) solo una fraccio´n del material en el disco es convertidaen planetas. En el caso d) se originan principalmente planetesimales; mientrasque en el caso e) no queda material alrededor de la estrella. Basa´ndonos enesta teor´ıa, comparamos las distribuciones de metalicidad de distintos gruposde objetos de secuencia principal para determinar si existen o no diferenciassignificativas entre ellas.2. Objetos seleccionados y determinacio´n de metalicidadesSeleccionamos un total de 34 objetos pertenecientes a tres categor´ıas distintas. 12corresponden al grupo de estrellas con discos de polvo, 13 a la muestra de estrel-las de secuencia principal que albergan al menos un planeta del tipo Ju´piter fr´ıodetectado con la te´cnica Doppler, y 9 al grupo de objetos que presentan discosy planetas simulta´neamente. Las observaciones fueron realizadas en el CASLEOcon el telescopio “Jorge Sahade” de 2,15 m y el espectro´grafo echelle de bancoEBASIM durante octubre de 2008 y febrero y marzo de 2009. Todos los espectroscubrieron un rango aproximado en longitud de onda de 3830 a 5870 A˙, y fueroncorregidos por bias, flat y llevados a una dimensio´n con las tareas del paquetede programas IRAF. Para cada objeto de la muestra obtuvimos su temperaturay logaritmo de la gravedad superficial a trave´s de la calibracio´n de Napiwotzkiet al. (1993) que requirio´ la fotometr´ıa Stro¨mgrem ubvyβ de cada estrella. Conel programa ATLAS9 (Kurucz 1970) y asumiendo inicialmente una metalicidadsolar, calculamos modelos de atmo´sfera acordes a los para´metros fundamentalesdeterminados (Teff y log g). Medimos los anchos equivalentes de las l´ıneas deabsorcio´n de intere´s (vea´se “Seleccio´n de l´ıneas espectrales”) que no presentaban“blends” por medio del co´digo ARES desarrollado por Sousa et al. (2007). Fi-nalmente, a partir del modelo de atmo´sfera calculado y los anchos equivalentesmedidos, ejecutamos el programa WIDTH9 (Kurucz 1970) y determinamos laabundancia de Fe de cada estrella de la muestra.2.1. Seleccio´n de l´ıneas espectralesPara las estrellas tempranas utilizamos un total de 52 l´ıneas de FeI y 24 de FeIIque fueron empleadas por Qiu et al. (2001) para determinar las abundancias deMetalicidad de estrellas con exoplanetas y discos de polvo 271diversos elementos qu´ımicos presentes en Vega, la cual se caracteriza por presen-tar un disco de polvo. Por otra parte, para los objetos con planetas escogimosun total de 142 l´ıneas de FeI y 16 de FeII que fueron utilizadas por Sousa et al.(2008) para derivar la metalicidad de un total de 451 estrellas de tipo FGK.3. ResultadosEn la Figura 1 presentamos las distribuciones de metalicidad de los objetospertenecientes a cada grupo. Tomando como referencia una metalicidad solar decero ([Fe/H]=0), los valores de la mediana correspondientes a cada distribucio´nfueron de: -0,16 dex para las estrellas con discos, 0,13 dex para las que alberganplanetas del tipo Ju´piter fr´ıo y 0,11 dex para las que poseen discos y planetassimulta´neamente. Los resultados de la prueba de Kolmogorov-Smirnov indicanque existe una probabilidad de 0.01% de que las distribuciones de metalicidadde las estrellas con planetas y de las estrellas con discos de polvo, representen ala misma poblacio´n, mientras que para los grupos de objetos con y sin discos queposeen una compan˜era de masa planetaria, la probabiblidad de que pertenezcana la misma poblacio´n es del 94%. Esto concuerda con el hecho actualmenteaceptado de que la gran mayor´ıa de los planetas del tipo de Ju´piter se formaen sistemas ricos en metales. No obstante, de la Figura 1, tambie´n debemosnotar que la frecuencia de objetos con baja metalicidad que poseen compan˜erasplanetarias no es nula, lo cual confirma que la formacio´n de planetas no tomalugar u´nicamente en nubes protoplanetarias ricas en metales.Figura 1. Comparacio´n entre las distribuciones de metalicidad de los dis-tintos grupos de objetos.4. Conclusio´nLos valores de mediana de los dos grupos de estrellas con planetas (con y sindiscos), nos indican que se trata de muestras ricas en metales (0,13 y 0,11 dex).Para el grupo de las estrellas con discos de polvo, el valor de la mediana es de272 R. Petrucci et al.-0,16 dex, similar a lo obtenido para las estrellas de la Vecindad Solar, lo cualsen˜ala que e´sta es una muestra pobre en metales en comparacio´n con la muestrade objetos que poseen compan˜eras planetarias. Estos resultados acuerdan conel escenario propuesto por Greaves et al. (2007) y por ende con el modelo deacrecio´n de nu´cleos de Pollack et al. (1996). Es decir, por un lado, nuestra mues-tra de estrellas que albergan planetas del tipo Ju´piter fr´ıo es la que presenta lametalicidad promedio ma´s alta. Luego, aunque con una metalicidad sutilmenteinferior, se encuentra la muestra de estrellas con planetas y discos ana´logos delCinturo´n de Kuiper, y finalmente el grupo de estrellas con discos que poseenla abundancia de Fe ma´s pequen˜a. En este sentido, la teor´ıa de Pollack explicaque si el disco primordial presenta un alto contenido de metales, entonces losplanetesimales se fusionan ra´pidamente formando nu´cleos planetarios. Cuandoestos nu´cleos son lo suficientemente masivos, acretan una atmo´sfera convirtie´n-dose en planetas gigantes gaseosos. Si todo este proceso toma lugar ra´pidamenteentonces habra´ suficiente gas en el disco para permitir que los planetas recie´nformados migren hacia las cercan´ıas (distancias < 0,1 UA) de la estrella con-virtie´ndose en Ju´piters calientes. As´ı mismo, cuanto menor sea el contenido demetales, ma´s lento sera´ el crecimiento de planetesimales y por lo tanto transcur-rira´ un lapso de tiempo mayor para que se formen los planetas, durante el cualuna gran parte del gas presente en el disco se habra´ disipado, impidiendo quelos gigantes recie´n formados migren hasta distancias tan pro´ximas de la estrella,transforma´ndose entonces en Ju´piters fr´ıos. Si la metalicidad es menor au´n, elcrecimiento de planetesimales se producira´ tan lentamente que parte de ellos obien todos no llegara´n a formar planetas. Por u´ltimo, notamos que todos losresultados enunciados se basan en muestras de objetos relativamente pequen˜as,por lo cual so´lo son tendencias iniciales a confirmar a partir de un mayor nu´merode estrellas.ReferenciasBackman, D.E. & Paresce, F., 1993, in “Protostars and Planets III”, ed. Levy, Lunine,Mathews (Tucson: Univ. Arizona Press).Greaves, J. S., Fischer, D. A., Wyatt, M. C., Beichman, C. A. & Bryden, G., 2007,MNRAS 378, L1Kurucz, R. L., 1970, “ATLAS: A computer program for calculating model stellar at-mospheres”, SPECIAL REPORT 309, Smithsonian Astrophysical Observatory,CambridgeNapiwotzki, R., Schoenberner, D. & Wenske, V., 1993, A&A 268, 653Pollack, J. B., Hubickyj, O., Bodenheimer, P., Lissauer, J. J., Podolak, M. & Greenzweig,Y., 1996, Icarus 124, 62Qiu, H. M., Zhao, G., Chen, Y. Q. & Li, Z. W., 2001, ApJ 548, 953Sousa, S. G., Santos, N. C., Israelian, G., Mayor, M. & Monteiro, M. J. P. F. G., 2007,A&A 469, 783Sousa, S. G., Santos, N. C., Mayor, M., Udry, S., Casagrande, L., Israelian, G., Pepe,F., Queloz, D. & Monteiro, M. J. P. F. G., 2008, A&A 487, 373

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