Scoperta JWST/MIRI della chimica ricca di carbonio in un analogo della nebulosa solare
Spettro JWST MIRI-MRS di DoAr 33. Gli inserti mostrano caratteristiche di emissione isolate di alcune molecole rilevate e il continuo calcolato è mostrato come una linea rosa. La maggior parte delle linee di emissione non contrassegnate corrispondono al vapore acqueo. Discutiamo la presenza di caratteristiche di emissione di polvere nell’Appendice A – astro-ph.EP
È stato proposto, e confermato da molteplici osservazioni, che i dischi attorno a stelle di piccola massa mostrano un’emissione ricca di particelle e una chimica del disco ricca di carbonio rispetto alle loro controparti solari più calde e massicce.
In questo lavoro, presentiamo le scansioni MIRI-MRS della spettroscopia infrarossa del disco JWST (JDISCS) della stella di massa solare DoAr 33, una stella T Tauri a basso tasso di accrescimento che mostra un disco interno eccezionale ricco di carbonio.
Abbiamo riportato le scoperte di H2Oh, oh, e ko2così come idrocarburi più complessi, C2H2 E c4H2. Utilizzando modelli termochimici, esploriamo diverse distribuzioni spaziali di carbonio e ossigeno attraverso il disco interno e confrontiamo le densità e le temperature delle colonne ottenute dai recuperi del modello del pannello LTE.
Troviamo l’adattamento migliore per le densità delle colonne osservate con modelli contenenti arricchimento di carbonio, temperatura di emissione recuperata e area C.2H2 Con modelli aventi C/O = 2−4 all’interno della linea di sublimazione della polvere ricca di carbonio da 500 K. Ciò suggerisce che l’origine della chimica ricca di carbonio è molto probabilmente dovuta alla sublimazione dei grani ricchi di carbonio vicino alla linea della fuliggine. Ciò sarebbe coerente con la presenza di polveri di lavorazione come evidenziato dal ritrovamento di silicati cristallini.
Proponiamo che questa chimica ricca di idrocarburi a vita lunga osservata attorno a una stella di massa solare sia il risultato del tasso di accrescimento insolitamente basso di tipo stellare M della stella centrale, che prolunga la scala temporale del mescolamento radiale del disco interno consentendo la chimica alimentato dalla distruzione dei granelli di carbonio per rimanere in piedi.
Maria José Colmenares, Edwin Bergin, Colette Salic, Klaus M. Pontoppidan, Nicole Arulanantham, Jenny Callahan, Andrea Panzati, Sean Andrews, Jeffrey A. Blake, Fred Ciesla, Joel Green, Feng Long, Michele Lambrechts, Joan Nagetta, Ilaria Pascucci, Paola Pinella, Sebastian Kreijt, Leon Trappman, JDICSS Collaboration
Commenti: 17 pagine, 12 figure, 5 tabelle, 5 appendici (9 pagine aggiuntive, 10 figure aggiuntive). Accettato per la pubblicazione in ApJ
Argomenti: Astrofisica terrestre e planetaria (astro-ph.EP); Astrofisica delle Galassie (astro-ph.GA); Astrofisica solare e stellare (astro-ph.SR)
Citare come: arXiv:2410.18187 [astro-ph.EP] (Oppure arXiv:2410.18187v1 [astro-ph.EP] per questa versione)
https://doi.org/10.48550/arXiv.2410.18187
Concentrati per saperne di più
Data di invio
Scritto da: María José Colmenares Diaz
[v1] Mercoledì 23 ottobre 2024, 18:00:15 UTC (19.234 KB)
https://arxiv.org/abs/2410.18187
Astrobiologia, Astrochimica,
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