Un disco que se ve en alta resolución

Título: A ring-like concentration of mm-sized particles in Sz 91
Autores: H. Canovas, C. Caceres, M. R. Schreiber, A. Hardy, L. Cieza, F. Ménard, A. Hales
Institución del primer autor: Departamento de Física y Astronomía, Universidad de Valparaíso, Chile
Estatus: Aceptado por Monthly Notices of the Royal Astronomical Society

Figura 1: Imagen artística de un disco protoplanetario. Crédito: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), Mark Garlick

Estudios y modelos muestran evidencia de que mientras un planeta gigante se está formando, se crea un hueco o una cavidad en el disco proto-planetario (ver Figura 1).  La distribución de polvo en el disco depende de este hueco.  Debido a una presión máxima en el borde del disco con el hueco, los granos grandes se desvían desde el disco externo hacia el hueco, pero no pueden pasar el límite para entrar al hueco.  Los granos pequeños (de tamaño menor a 10 micrones, o 0.00001 metros), que también se desvían desde el disco externo, tienen más éxito al entrar al hueco.  Este paseo preferencial del polvo a través del disco y el hueco se llama filtración del polvo.  Pero, ¿qué importa el polvo? Resulta que el número y las masas de los planetas gigantes influyen la presión máxima y determinan el límite entre los granos grandes y pequeños.  Entonces, al medir la distribución de polvo, se puede pesar los planetas dentro del disco.

Observaciones del disco: anteriores y propuestas

Los autores observaron el disco Sz91 en un grupo de estrellas ubicado hacia la constelación Lupus, vista desde el hemisferio sur.  Se había observado Sz91 antes en un rango de longitudes de onda, y se sabía que su tamaño parece depender de la longitud de onda observada, o sea, los granos de polvo segregan debido a su tamaño.  El gas también debiera tener un rol en la distribución del polvo, por un proceso conocido como arrastre de gas, y las observaciones del disco gaseoso mostraban un tamaño aún más extenso que el polvo.  Debido a este gas y polvo, no se ve una estrella al centro, lo que sugiere que el disco es un candidato por ser “proto-planetario” en que se forma un(os) planeta(s).

Pero esperemos un momento para darnos cuenta que las observaciones de un disco protoplanteario son muy exigentes.  Estamos hablando de tamaños de menos de 100 unidades astronómicas (1 UA es la distancia de la Tierra al Sol), pero en un objeto a una distancia de 200 parsec, o más de 40 millones de UA.  Entonces, los autores no sabían si el distinto tamaño del disco observado fue por la variedad en tamaño de granos de polvo, o por efectos observacionales.  Se necesitaban observaciones de alta resolución y sensibilidad.  Podría ser resuelto con el telescopio ALMA.

Figura 2: Observaciones del polvo en el disco de Sz91 (Canovas et al. 2016), que muestran un anillo de polvo con un hueco adentro.

Resultados

Las observaciones (Figura 2) muestran claramente un anillo de polvo con un hueco adentro.  Lograron una alta resolución de hasta 0.2 segundos de arco, equivalente a 40 UA.  El disco tiene una masa algo como 20 veces más que la masa de la Tierra.  El interior del anillo tiene un radio de 60 UA, y el extremo tiene un radio de 150 UA, entonces el ancho del polvo de granos grandes es 90 UA.  Como lo habían esperado, el gas se extiende con un radio más grande que el polvo, hasta 500 UA.

Entonces, se caracterizaron el polvo y gas del disco, pero ¡Claro que queremos saber del sistema planetario!  Las autores dicen que la distribución del gas y polvo en el disco no se puede explicar sólo por la desviación de partículas de polvo como algunos modelos esperaban, por lo que sugieren múltiples planetas que orbitan dentro del hueco.  Estos planetas forman una presión máxima que dejan entrar solamente polvo de granos pequeños, pero no granos largos.  Las observaciones muestran un disco de forma consistente con los modelos hidrodinámicos de interacciones entre planetas y el disco, como la desviación radial y arrastre de gas.  Siguen investigando modelos para medir la masa del disco y los planetas con mejor precisión.  Todavía no se observan los propios planetas, como se los imagina en la Figura 1, pero sí se ven los efectos de los planetas en la forma del polvo y gas del disco protoplanetario.