Temperatura. en Discos. Protoplanetarios

Transcripción

1 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

2 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: v1 [astro-ph.sr] 9 Sep 2013

3 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]

4 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 y HD y de los que vamos a hablar MWD480 y HD

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8 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

9 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 Indicios de que el disco de gas no es dinámicamente perturbado por, por ejemplo planetas, y esto mantiene suave la estructura.

10 HD 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

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13 MWD480

14 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.

15 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 ua y el del gas unos ua. La HAe HD tiene ua para el polvo y para el gas Se cree que esta discrepancia entre los dos radio del disco se debe al truncamiento de la ley de potencias.

16 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:

17 Consideraciones: Equilibrio termodinámico local (ETL) para el disco. El disco se calentó solo por radiación estelar y la acreción caliente es abandonada

18 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:

19 HD El doble pico del perfil es creado por el movimiento Kepleriano del gas del disco protoplanetario de la estrella

20 Consideraciones Gas en movimiento Kepleriano Excitación de CO esta termalizada La forma de la linea intrinseca es una Gaussiana.

21 Los parámetros del mejor fiteo son: To= K, q= , No=5+-3x10¹⁷cm ², p= 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).

22 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 HD a r=13ua encontramos To=1100K

23 GRACIAS!