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Papers recientes

Restricciones adicionales sobre la manera de formar planetas

Investigación 1
Título: ALMA reveals the Anatomy of the mm-sized Dust and Molecular Gas in the HD 97048 Disk
Autores: C. Walsh et al.
Institución del autor principal: Leiden Observatory, Netherlands and School of Physics and Astronomy, University of Leeds, UK
Estatus: Aceptado por ApJ

Investigación 2
Título:
A cavity and further radial substructures in the disk around HD 97048
Autores: G. van der Plas et al.
Institución del autor principal: Departamento de Astronomia and Millenium Nucleus Protoplanetary Disks in ALMA Early Science, Universidad de Chile
Estatus: Aceptado por A & A.

Astrobites original: Further constraints on how to form planets por 

Relación entre los planetas y los discos protoplanetarios 

En la actualidad, la formación de planetas es un tema importante en las investigaciones astrofísicas.  Las numerosas detecciones de exoplanetas sugieren que la formación de planetas es un proceso común y que, además, los discos protoplanetarios – un producto del proceso de formación estelar – son el lugar de nacimiento de los planetas.  Observaciones realizadas con ALMA distinguen discos protoplanetarios con una precisión nunca antes vista, proveyendo así las restricciones para la formación de planetas.

Por ejemplo, los astrónomos observan distintos tipos de discos protoplanetarios que posiblemente representen las etapas evolutivas de los discos, por lo tanto del proceso de la formación planetaria. La idea comúnmente aceptada establece que los discos protoplanetarios evolucionan a partir de una distribución de material más o menos continúa hasta convertirse en un sistema planetario. Los astrónomos distinguen los dos componentes de los discos – el gas y el polvo – identificando el componente del gas  100 veces más masivo en promedio que el componente de polvo.  (Existe una transición continua entre el polvo y el gas, pero generalmente se dice que el gas consiste de átomos y moléculas individuales, mientras que el polvo consiste de cadenas moleculares largas.)  En el escenario estándar, las partículas de polvo crecen hasta que eventualmente forman planetas. En dicho escenario, parte del gas puede unirse hasta formar planetas masivos, mientras que el polvo y gas que sobran se retiran del disco a través de acreción a la estrella o siendo expulsados fuera del sistema.

Figure 1: Reconstruction of the observed image with the so called Maximum Entropy Method (MEM), which corresponds to the image of smallest beam size. The beam size is displayed in the lower left corner of the image. The color bar displays the intensity scale in units of Jy/beam. [This Figure corresponds to the right panel of Figure 2 in the van der Plas paper.]

Figura 1: Reconstrución del disco de transición observado usando el modélo Maximum Entropy Method (MEM).  La resolución (beam size) se ve a la izquierda baja del imagen.  La barra de color muestra la escala de intensidad en unidades Jy/beam.  HD97048 se encuentra a una distancia de ~160 pársecs, entonces 0.1 segundos de arco corresponden a 16 unidades astronómicas (AU). [Esta figura corresponde al cuadro derecho de la figura 2 en la publicación de van der Plas et al.]

¿Existe relación directa entre el disco transicional y la formación planetaria?

Un tipo interesante de discos protoplanetarios los es el disco transicional, discos que muestran pérdida de material a distancias cercanas a la estrella, mientras que en las regiones exteriores mantienen una alta cantidad de material.  Dependiendo de ciertas propiedades, los discos transicionales pueden indicar que anteriormente hubo foto-evaporación  por la radiación de la estrella central, o que hubo un proceso de formación planetaria.  Sin embargo, algunos discos muestran agotamiento sólo del polvo, y no del gas en la región interior del disco.  Por lo tanto, los discos transicionales no pueden ser resultados de la foto-evaporación, sino que parecen estar asociados con la formación de planetas.

Los autores de ambas publicaciones destacadas investigan un disco transicional con ALMA, ubicado alrededor de la estrella Herbig Ae/Be HD 97048 .  Ambos grupos tomaron imágenes del disco con longitud de onda milimétrica (que corresponde al polvo), y la emisión de la línea molecular CO J=3-2 (que corresponde al gas).  Además, van der Plas et al. también detectan la emisión de la línea CO J=1-0, y HCO+ J=4-3, que proveen restricciones adicionales en el contenido del gas. Descubrieron que la mejor descripción para los datos un disco que ha agotado sus granos de polvo grandes (tamaño de ~1 mm) en los 45 AU interiores. Hay además un agotamiento adicional del polvo en las regiones de entre 100 AU a 250 AU (se ve en el imagen de la figura 1, ó en los mínimos y máximos en la figura 2).  Este tipo de estructuras de anillos también se han observado en un disco joven alrededor HL Tau (<1 mega-años), y en otro disco (más maduro) alrededor TW Hydrae (~10 mega-años).  Dado que la edad de HD97048 es alrededor de 2-3 millón años, se sugiere que las brechas y los anillos son características comunes en discos protoplanetarios.  Además, el disco tiene una forma considerablemente acampanada (flared) que quiere decir que el alto vertical del disco crece linearmente con el radio del mismo .

 

Figure 2: Profile of the normalized continuum intensity profile (that means the profile of the dust) on a linear scale (left panel) and a logarithmic scale (right panel) of the model (green solid line). The two dashed lines correspond to the profile as observed with a beam size of 20 AU (gray small dash) and 50 AU (black dash). The horizontal line in the right panel shows the level of noise with respect to the peak intensity. [This Figure corresponds to Fig. 6 in the Walsh et al. paper.]

Figura 2: Perfil de la intensidad de polvo en escala linear (izquierda) y escala logarítimica (derecha).  La linea verde es el mejor ajuste.   Las líneas discontinuas corresponden al perfil observado con una resolución de 20 AU (gris) y 50 AU (negro).  La línea horizontal a la derecha muestra el nivel de ruido respecto a la intensidad máxima. [Esta figura corresponde a la figura 6 de Walsh et al.]

El disco de polvo extiende hasta algunos 350 AU, mientras que el disco de gas es más que el doble de grande.  Ambos grupos interpretan los resultados como señal del movimiento radial de partículas de polvo y el arrastre del gas dentro del disco.  El movimiento radial de partículas de polvo sucede porque el gas se mueve más lentamente en el disco debido la presión, por lo tanto las partículas sienten un viento en contra dentro del disco.  Además, en la cavidad interior del disco de polvo (indicada por el hoyo interior en la figura 1, o la baja intensidad en la figura 2) se extiende a una distancia más larga que el gas (~45 AU a ~13 AU).  Junto con las observaciones del movimiento radial del HCO+ hacia el interior de la cavidad del polvo, la cavidad grande puede ser causada por un cuerpo con una masa de 0.7 veces la masa de Júpiter, ubicado en una órbita un poco más grande que la órbita de Saturno.  Aunque, los autores no pueden descartar otros mecanismos.

En resumen, observaciones del disco transicional de polvo alrededor de HD97048 muestran algunos detalles importantes para investigar la formación de discos protoplanetarios y las etapas de sistemas planetarias.  Sin embargo, observaciones en el futuro con mejor resolución son necesarias para ver los detalles de la brecha, y modelos complejos de formación planetaria ayudarán responder a las preguntas abiertas.

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