Un compañero imaginario que mueve los brazos espirales en el disco

• Título: The Orbit of the Companion to HD 100453A: Binary-Driven Spiral Arms in a Protoplanetary Disk
• Autores: Kevin Wagner, Ruobing Dong, Patrick Sheehan, Daniel Apai, Markus Kasper, Melissa McClure, Katie M. Morzinski, Laird Close, Jared Males, Phil Hinz, Sascha P. Quanz, Jeffrey Fung.
• Institutción del primer autor: Steward Observatory, University of Arizona.
• Estado: Publicado en The Astrophysical Journal, acceso abierto
• Astrobites original: Imaged Companion Drives Spiral Arms in Disk por Samuel Factor.

El artículo de hoy combina un amplio rango de conjuntos de datos—desde radio hasta el cercano infrarrojo—y técnicas de análisis—ajustes orbitales y simulaciones hidrodinámicas—para conectar a una compañera en una binaria con las características intrigantes vistas en un disco protoplanetario alrededor de la estrella primaria.

Utilizando el Instrumento Espectro-Polarimétrico de Alto Contraste para la Investigación de Exoplanetas (SPHERE, por sus siglas en inglés) en el 2015, los astrónomos descubrieron una estructura de dos brazos espirales en el disco alrededor de HD 100453 A (ver Figura 1). Esta estructura es muy diferente de los huecos observados en las imágenes de los discos protoplanetarios del gran conjunto milimétrico/submilimétrico en Atacama (ALMA, por sus siglas en inglés) tales como HL TAU y TW Hya. Los brazos espirales observados en el disco alrededor de HD 100453 A y otros dos discos (SAO 206462 y MWC 758) podrían ser causados por una compañera masiva (planeta o estrella) orbitando fuera del disco o por procesos del disco tales como autogravitación o zonas muertas. El sistema HD 100453 es único ya que tiene un compañera enana tipo M conocida con cerca de 0.2 masas solares (HD 100453 B). Los autores de este artículo muestran que la compañera es la causante de los brazos espirales observados en el disco, sin invocar otros mecanismos.

Figura 1: Imagen del sistema HD 100453 mostrando la estrella principal (detrás del conorógrafo), el disco y los brazos espirales, y la compañera enana tipo M. En colores rojo, verde y azul están los filtros en las bandas Y , J y H, respectivamente. (Figura 1 del artículo original).

El primer paso en conectar la estrella compañera con los brazos espirales del disco fue determinar la órbita de la compañera. Los autores utilizaron seis observaciones con SPHERE y el Sistema de Óptica Adaptativa Nasmyth e Imágenes Infrarrojas (NACO, por sus siglas en Inglés) de las cámaras del gran conjunto de telescopios  y el sistema de óptica adaptativa de los Magallanes tomadas sobre un rango de 14 años. Los autores cuidaron minimizar los errores sistemáticos en la astrometría la cual podría estar introduciendo errores en la escala de placa, orientación del telescopio (con dirección al norte de la cámara) y el uso de un coronógrafo. Con seis pares de separaciones y ángulos de posición, los autores fueron capaces de ajustar los parámetros orbitales de la compañera enana tipo M. Lo más importante por determinar del origen de los brazos espirales son el semieje mayor (109±9 au), la excentricidad (0.17±0.07), y la inclinación (32.5±6.5 grados). Este semieje mayor y la excentricidad son consistentes con la compañera truncando el disco a 40 au (N. del T. Unidad Astronómica , AU, por sus siglas en Inglés), que es mucho más pequeño que un disco típico alrededor de una sola estrella.

Ya que la mutua inclinación entre la compañera y el disco tiene un efecto significativo en la evolución del sistema, los autores necesitaron determinar la inclinación del disco protoplanetario. Ellos utilizaron observaciones disponibles de ALMA del monóxido de carbono en el disco. Ajustando un simple perfil de disco a las órbitas Keplerianas del gas  que dio una inclinación del disco de 29 grados, consistente dentro de 1σ con la inclinación de la compañera.

Figura 2: Imagen del sistema HD 100453 (arriba) comparado con una simulación hidrodinámica y de transferencia radiativa con un ángulo de inclinación de 30 grados (abajo). Figura 7 del artículo original.

El paso final fue correr una simulación hidrodinámica del sistema entero incluyendo los efectos de la compañera. Ellos evolucionaron un disco inicialmente suave para 100 órbitas de la compañera y se produjeron observaciones sintéticas utilizando un código de transferencia radiativa. Una muestra de los resultados de la simulación se muestran en la Figra 2. La separación de los brazos espirales, su ángulo de enrollamiento, y los lugares donde brotan del anillo central están todos bien reproducidos por el modelo. Los autores notaron que los discos de sus simulaciones son ~ 30% más grandes que el disco observado aunque ellos sospechan que esto es probablemente debido a la corta cantidad de tiempo en la que las simulaciones fueron corridas (100 órbitas de la compañera) comparadas con la edad del sistema (~12,000 órbitas de la compañera). Si el tiempo de cómputo estuviera disponible para correr simulaciones más largas, los autores especulan que la compañera debería truncar más el disco. La cantidad de truncamiento también depende de la escala de altura y de la viscosidad del disco, los cuales probablemente no son exactamente los correctos en sus modelos.

El acuerdo entre los modelos y la inclinación de la compañera enana tipo M y el disco sugieren que el sistema entero se formó de una sola nube en lugar de que la compañera se ligue a la estrella primaria (y su disco) más tarde. La probable inclinación de HD 100453 A (determinada por la comparación de la velocidad de rotación observada de la estrella con estrellas de masas similares) es también consistente con el disco y una estrella compañera. Esto descarta un posible escenario donde las compañera se formó aparte, pero el torque del disco comparte su inclinación mientras dejó la estrella intacta.

Mientras que los brazos espirales en el disco de HD 100453 son claramente dirigidos por HD 100453 B, es difícil hacer la misma conclusión para los otros dos discos “de gran diseño” que hospedan los brazos espirales. Este y otros sugieren dónde la compañera podría  estar localizada con respecto a los brazos espirales de esos sistemas, pero las búsquedas anteriores de tal compañera no han encontrado nada, estableciendo límites estrictos sobre su masa (o brillo). Como siempre, más trabajo es necesario para determinar el origen de los brazos espirales en SAO 206462 and MWC 758.