Formazione iniziale del pianeta in eDisk XVI: un disco di polvere asimmetrico guida un flusso molecolare multicomponente nella protostella di classe 0 GSS30 IRS3.
A sinistra: immagine ALMA correlata di GSS30 IRS3 a 1,3 mm. Le linee bianche sono 5, 10, 20, 40, 60, 80, 100, 130, 160, 190 e 220 volte il valore efficace (1σ = 18,5 µJy fascio´1). Al centro: una tipica immagine adattata gaussiana. A destra: resti di un tipico modello di adattamento gaussiano. Le linee bianche rappresentano -20, -10, 5, 10, 20, 40, 60, 80, 100, 130, 160, 190 e 220 volte la radice quadrata media. Le linee tratteggiate rappresentano le linee negative. La dimensione del raggio è rappresentata dall’ellisse piena nell’angolo inferiore sinistro delle tre immagini. — astro-ph.SR
Presentiamo i risultati del Programma ALMA Large per l’osservazione della formazione planetaria precoce nei CD della protostella di classe 0 GSS30 IRS3. Le nostre osservazioni includevano il continuum di 1,3 mm con una risoluzione di 0,05 (7,8 AU) e diverse specie molecolari tra cui 12monossido di carbonio, 13Kuo, C18OH2CO e C3H2.
L’analisi della continuità della polvere ha rivelato una struttura a forma di disco con una dimensione dell’asse maggiore di circa 200 UA. Osserviamo un’asimmetria nell’asse secondario dell’emissione continua che indica che l’emissione è otticamente densa e che il disco è luminoso. D’altra parte, abbiamo identificato due prominenti rigonfiamenti lungo l’asse maggiore situati a distanze di 26 e 50 UA dalla protostella centrale.
L’origine delle sporgenze rimane incerta e potrebbe essere dovuta a una sottostruttura compatta all’interno del disco o al risultato della distribuzione della temperatura piuttosto che della densità superficiale dovuta all’emissione continua otticamente spessa. 12L’emissione di monossido di carbonio rivela un flusso molecolare costituito da tre componenti distinte: una componente parallela, una componente a media velocità caratterizzata da una forma a clessidra e una componente a bassa velocità con un angolo più ampio.
Associamo questi componenti alla coesistenza del getto e del disco eolico.18L’emissione di ossigeno segue sia la rotazione del disco stellare kepleriano che la caduta del guscio rotante. Abbiamo misurato una massa dinamica stellare di 0,35±0,09 m⊙.
Alejandro Santamaria Miranda, Itziar de Gregorio Monsalvo, Nagayoshi Ohashi, John J. Tobin, Jinshi Sai, Jess K. Jorgensen, Yusuke Aso, Zhi Yu Daniel Lin, Christian Flores, Mio Kido, Patrick M. Koch, Woojin Kwon, Chang-Won Lee, Chi-Yun Lee, Leslie W. Looney, Adele L. Plunkett, Shigesa Takakowa, Merrill L. R. van t. Hoff, Jonathan B. Williams, Hsi-Wei Yin
Commenti: 25 pagine, 19 figure. Accettato per la pubblicazione su A&A Journal
Argomenti: Astrofisica solare e stellare (astro-ph.SR); Astrofisica terrestre e planetaria (astro-ph.EP); Astrofisica delle Galassie (astro-ph.GA)
Citare come segue: arXiv:2407.20885 [astro-ph.SR] (Oppure arXiv:2407.20885v1 [astro-ph.SR] (per questa versione)
Data di pubblicazione
Di: Alejandro Santamaria Miranda
[v1] Martedì 30 luglio 2024 15:00:04 UTC (32.412 KB)
https://arxiv.org/abs/2407.20885
astrobiologia, pianeti extrasolari,
“Studioso di caffè. Appassionato di cibo. Appassionato di birra. Introverso. Praticante di Internet in modo irritante e umile.”
