Formando planetas en HL Tau

• Título original: On planet formation in HL Tau
• Autores: Giovanni Dipierro, Daniel Price, Guillaume Laibe, Kieran Hirsh, Alice Cerioli and Giuseppe Lodato
• Institucion del primer autor: Monash Centre for Astrophysics (MoCA) and School of Physics and Astronomy, Monash University, Clayton Vic 3800, Australia
• Estado del trabajo: publicado en MNRAS.

Observaciones recientes realizadas con el telescopio ALMA del sistema protoplanetario HL Tau revelan una serie de brechas concéntricas y axisimétricas alrededor de la estrella central, los cuales parecen indicar la presencia de protoplanetas masivos en su proceso para convertirse en planetas.

El hecho de que protoplanetas puedan limpiar una brecha en su proceso de formación había sido ya sugerido en 1986, sin embargo la simetría de los anillos observados en HL Tau es intrigante. Hasta ahora, todas las teorías que predicen brechas en discos protoplanetarios coinciden en tres puntos que parecen estar en contra de lo observado en HL Tau:

1. Un protoplaneta capáz de limpiar una brecha en un disco protoplanetario genera una perturbación en forma de espiral en el disco, en donde los brazos espirales se extienden de el planeta que limpia esta brecha.
2. La teoría dice que un disco protoplanetario como HL Tau es lo suficientemente masivo como para desarrollar inestabilidades gravitacionales, lo cual acentuaría aún mas la formación de brazos espirales extendiendose a través del disco (como los brazos espirales de una galaxia).
3. HL Tau es una estrella bastante joven y está en una etapa temprana de formación estelar. Este tipo de estrellas suelen tener un disco protoplanetario bastante caliente, masivo y gordo, sin embargo la presencia de brechas en el disco es característica de discos delgados y poco masivos.

El artículo de hoy presenta simulaciones numéricas de el sistema HL Tau prestando especial atención a la dinámica del polvo y como ésta es diferente a la dinámica del gas, dado que las observaciones con el telescopio ALMA observan la emisión de polvo de este sistema.

Las Simulaciones:

Figura 1: Distribución de densidad de gas en el disco protoplanetario en simulaciones del sistema HL Tau. Tres protoplanetas han sido incluidos en el disco orbitando la estrella central.

Los autores utilizaron simulaciones en tres dimensiones (3D), de un disco de gas y de polvo con tres protoplanetas inmersos en el disco. Para esto utilizaron el codigo de partículas hidrodinámicas suavizadas (SPH por sus siglas en inglés) PHANTOM. Para representar los tres planetas se usaron tres partículas sumidero (conocídas como sink particles en inglés), las cuales pueden acretar gas si este está gravitacionalmente ligado a las partículas y cumplen las condiciones para colapsar gravitacionalmente. Estas partículas tienen masas de 0.2, 0.27 y 0.55 M_J (masas de Júpiter) y han sido ubicadas a 13.2, 32.3 y 68.8 unidades astronomicas (AU) de la estrella central respectivamente. La estrella central también está representada por una partícula sumidero y tiene una masa de 1.2 M_sol. El disco está representado por 10⁶ partículas SPH y tiene una extensión de R_int=1 AU hasta R_out=120 AU. La densidad superficial del disco decae con respecto a la distancia a la estrella siguiendo una ley de potencias con un exponente p=0.1. La masa del disco es de 0.0002 M_sol y la tasa entre partículas de gas y polvo es igual a 1. Para los granos de polvo, los autores asumen una ley de potencias para la distribución de tamaños n(s) ∝ s^-m, para s_min< s <s_max, donde m=3.5,  s_min=1 μm y s_max=10 cm.

Los Resultados

Las Figuras 1 y 2 muestran los resultados de las simulaciones después de 10 órbitas de los protoplanetas alrededor de la estrella. La Figura 1 muestra la densidad del gas y la Figura 2 muestra la distribución de densidades del polvo para diferentes tamaños. En la Figura 1 se puede observar como los planetas limpian un anillo correspondiente a su órbita y a su vez generan una perturbación en forma de espiral extendiendose desde los planetas mismos. La Figura 2 muestra que el efecto de los planetas varía con respecto al tamaño de los granos de polvo, en donde el polvo micrométrico captura la formación de brazos espirales tal y como sucede con el gas. Los granos de tamaño milimétrico son quienes se ven más afectados  por las perturbaciones generadas por los planetas, mostrando grandes brechas en su distribución. Finalmente, para el polvo que tiene  un tamaño de centimetros se observan brechas causadas por los planetas y una distribución de polvo muy peculiar en forma de herradura.

Figura 2: Distribución de densidad del polvo en el disco protoplanetario para diferentes tamaños de granos de polvo.

Finalmente, después de realizadas las simulaciones numericas, se han realizado observaciones sintéticas. Estas observaciones sintéticas toman el resultado de las simulaciones hidrodinámicas, e.g. la distribución tridimensional del gas y del polvo, se le informa de la distancia a la que está el objeto a observar (para este caso HL Tau está a 450 años luz) y se selecciona el telescopio con el cual se observaría este objeto (para este caso ALMA). Esto genera una imagen de como se vería la distribución de gas resultante en esta simulación, si fuese observada con un telescopio.

La Figura 3 muestra las observaciones sintéticas obtenidas en este trabajo al lado de la observación del sistema HL Tau realizada con el telescopio ALMA. En la configuración con la que el telescopio ALMA realizó esta observación, se observan preferencialmente el polvo con una distribución de tamaños entre 0.1-10 mm. Es importante notar que la intensidad máxima de las observaciones de ALMA es mayor que la intensidad máxima predicha en las observaciones sintéticas. Esto puede ser debido a un bajo contenido de polvo en el modelo, lo cual sugiere una concentración mayor de material cerca a la estrella que lo estimado en las simulaciones.

Comparación entre la observación del sistema HL Tau con el telescopio ALMA (izquierda), con las observaciones sintéticas (derecha).

En conclusión

Finalmente los autores concluyen que la ausencia de brazos espirales en las observaciones de HL Tau se debe a la diferente respuesta que tienen el gas y el polvo a las perturbaciones causadas por protoplanetas en el disco. Es mucho mas fácil limpiar estas brechas en el polvo que en el gas, es por esto que es necesario considerar la dinámica del polvo para entender las nuevas observaciones del telescopio ALMA.