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Temperatura
en Discos
Protoplanetarios
Curso de posgrado “Meteoritos, de Vapor a Polvo y Planetas”
Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas de La Plata
Santiago Orcajo
“An Observacional Study of the Temperature and
Surface Density Structures of a Typical Full Dick
around MWC480”
Akiyama et al. PASJ, 65, 123, 2013
“Probing the Radial Temperature Structure of
Protoplanetary Disks with Herschel/HIFI”
Fedele et al. arXiv:1309.2133v1 [astro-ph.SR] 9 Sep 2013
Estudio de líneas de emisión de isotopos del
CO:
¹²CO (J = 1-0), ¹²CO (J = 3-2), ¹³CO (J = 1-0),
C¹⁸O (J = 1-0)
CO (J=10-9), CO (J=16-15)
Y la linea prohibida:
[CII]
Las estrellas Herbig Ae/Be son jóvenes pertenecientes a los
tipos espectrales A y B que aún no han entrado en
secuencia principal.
Son reconocidas como de masa intermedia (de 2 a 8 masas
solares) al contrario de las TTS que son de baja masa.
10 veces más luminosas que las TTSs.
Estos discos son basicamente más cálidos que los de las
TTSs y lo suficiente como para permitir que las moléculas
del CO permanezcan en fase gaseosa en casi todo el disco.
Como ejemplos de este tipo de objetos que han sido
estudiados tenemos HD 169142 y HD163296 y de los que
vamos a hablar MWD480 y HD100546.
Algunos metodos utilizados para el
estudio de estos objetos:
Espectroscopía
Interferometría
Modelo Termo-Químico
Modelo de Fiteo
Modelo de Solución de Similaridad
Ley de Potencias
Ley de Potencias truncado
Mejor Fiteo
MWD 480 (HD 31648)
Tiene una fuerte emisión en la línea Ha.
Localizada en la región de formación Taurus-Auriga a
una distancia de 140pc
Disco circumestelar con una masa de 0.024Msol y de
695 ua de extensión
Estrella central con unas 1.7Msol de tipo espectral A4 y
una edad de 7Ma
Inclinación de 37°+-3°.
Indicios de que el disco de gas no es dinámicamente
perturbado por, por ejemplo planetas, y esto mantiene
suave la estructura.
HD100546
Localizada en la constelación de Musca a una
distancia de 103pc
Disco circumestelar con 721 ua de extensión
Estrella central de tipo espectral B9Vne y una
edad de >1Ma
Inclinación de 51°
Evidencias de contener un planeta de unas 20Mj
a 6.5ua
https://www.youtube.com/watch?v=EzH4wIsmisk
MWD480
En la figura anterior tenemos un mapeado del
sistema estrella-disco de 160''x160'' (con el
cero en el centro). Se ve claramente un doble
pico en la imagen del centro. En esta figura
nos centramos en ese doble pico.
A partir de la linea de emisión de ¹²CO (J = 10) se puede diferenciar el disco de emisión de
otras componentes, esto puede ser llevado a
cabo haciendo un mapeado con un denso
numero de muestras tomadas de alrededor
de la estrella. En las observaciones de radio
se corrige la temperatura de la antena con un
coeficiente de corrección de brillo, para
obtener la temperatura de brillo.
Modelo de Fiteo,
Solución del modelo de Similaridad
y Ley de Potencias
El truncamiento en la ley de potencias es obviamente artificial y
probablemente irreal.
El modelo truncado de la ley de potencias no puede reproducir
simultaneamente la evolución del polvo y del gas del disco.
En AB Aur se encuentra que el continuo del polvo tiene un radio
exterior de 350+-30 ua y el del gas unos 1050+-10ua.
La HAe HD163296 tiene 200+-15ua para el polvo y 540+-40 para
el gas
Se cree que esta discrepancia entre los dos radio del disco se
debe al truncamiento de la ley de potencias.
La Ley de Potencias utilizada para la temperatura y para la densidad superficial
esta dada por:
A la densidad superficial tambien la podemos escribir como:
Consideraciones:
Equilibrio termodinámico local (ETL) para el
disco.
El disco se calentó solo por radiación estelar y la
acreción caliente es abandonada
Mejor Fiteo
En la tabla 2 se puede observar que el promedio de temperatura para la linea ¹²CO(J=3-2) es de 52(9)K
y es significativamente más grande que la de otras líneas con 16(4)K lo que nos dice que el disco está
compuesto por dos capas de gas con distinta temperatura.
En la tabla podemos ver el mejor fiteo para la temperatura según la densidad superficial, donde además
se obtuvieron los parámetros rout=700ua, p=1 y q=0.65. El mejor fiteo lo encontramos contrastando los
resultados del modelo con las observaciones de las líneas del CO:
HD100546
El doble pico del perfil es
creado por el movimiento
Kepleriano del gas del
disco protoplanetario de
la estrella
Consideraciones
Gas en movimiento Kepleriano
Excitación de CO esta termalizada
La forma de la linea intrinseca es una
Gaussiana.
Los parámetros del mejor
fiteo son: To=1100+-350K,
q=0.85+-0.1,
No=5+-3x10¹⁷cm⁻²,
p=0.9+-0.3
Comparación con modelos
termo-químico
En la figura 4 se muestra el
gradiente radial de
temperatura del gas y del
polvo para 3 alturas (z/r)
diferentes sobre el plano del
disco a partir del estudio de
la formación de las lineas
del CO. El modelo de la ley
de potencias se solapa con
el modelo termo-químico en
z/r=0.2 en la region interna
(r<50ua) y a z/r=0.25 en la
región externa del disco
(r>100ua).
Conclusiones:
Por las diferentes posiciones de la fotosfera entre las distintas
lineas de los isotopos del CO se deduce que hay al menos dos
capas de distinta temperatura en la dirección vertical del disco.
La temperatura en la capa más alta mostrada por la emisión de
¹²CO(J=3-2) es más de 3 veces más caliente que cualquiera de
las otras regiones de emisión del CO.
La temperatura más alta encontrada es de 56K de promedio
para r>100ua para MWD480
El disco tiene una difusión del gas hacia la región externa y
disminuye gradualmente.
Para HD100546 a r=13ua encontramos To=1100K
¡GRACIAS!