AS 209: disco protoplanetario
Como se muestra en la Figure 1, el disco de AS 209 presenta una secuencia de anillos brillantes y brechas oscuras en la emisión continua del polvo.
Nombres del objeto
| Catálogo | Nombre | Fuente |
|---|---|---|
| Nombre principal | AS 209 | (Fedele et al. 2018) |
| Otras designaciones | PDS 92; V1121 Oph; HBC 270; IRAS 16464-1416 | (Gregorio-Hetem et al. 1992) |
| Ubicación | Región de formación estelar de Ofiuco | (Fedele et al. 2018) |
Ubicación
AS 209 se encuentra en la nube molecular de Ofiuco, una región cercana de formación estelar que alberga numerosos sistemas jóvenes. En la literatura, la fuente se describe como una estrella T Tauri ubicada en la joven región de formación estelar de Ofiuco, a una distancia de 126 pc del Sol (Fedele et al. 2018).
Su cercanía convierte a AS 209 en un objetivo excelente para observaciones milimétricas de alta resolución, ya que permite estudiar con detalle tanto las subestructuras del polvo como las del gas.
Descripción general del sistema
AS 209 es un sistema protoplanetario joven alrededor de una estrella T Tauri, con tipo espectral K5, masa estelar de aproximadamente 0.83–0.9 M☉ y luminosidad de 1.5 L☉ (Tazzari et al. 2016; Fedele et al. 2018; Zhang et al. 2018). Se encuentra en la región de formación estelar de Ofiuco, a una distancia de 126 pc (Fedele et al. 2018).
En el continuo a 1.3 mm, Fedele et al. muestran que su disco presenta un núcleo central brillante, dos anillos prominentes alrededor de ~75 au y ~130 au, y dos brechas alrededor de ~62 au y ~103 au. La brecha interna es más estrecha y menos profunda que la externa (Fedele et al. 2018).
Sobre esta base observacional, Zhang et al. destacan la buena concordancia entre observaciones y simulaciones para AS 209, describiéndolo como un sistema con muchas brechas. Esto refuerza la idea de que AS 209 es un objeto especialmente valioso para estudiar subestructuras de disco y su posible conexión con la formación planetaria (Zhang et al. 2018).
Además, el análisis multi-longitud de onda de Tazzari et al. muestra evidencia de evolución radial del polvo: los granos más grandes se concentran en las regiones internas, mientras que los granos más pequeños dominan el disco externo (Tazzari et al. 2016). Esto sugiere que el crecimiento y la redistribución de sólidos no ocurren de forma uniforme en todo el disco.
Propiedades generales del sistema
| Propiedad | Valor | Descripción | Fuente |
|---|---|---|---|
| Distancia | 126 pc | Distancia desde el Sol hasta AS 209. | (Fedele et al. 2018) |
| Edad | ~0.5–1.0 Myr | Edad estimada del sistema. | (Fedele et al. 2018) |
| Tipo espectral | K5 | Clase espectral de la estrella central. | (Fedele et al. 2018) |
| Temperatura estelar | 4250 K | Temperatura efectiva de la estrella. | (Fedele et al. 2018) |
| Masa estelar | 0.83–0.9 M☉ | Masa de la estrella central. | (Zhang et al. 2018; Fedele et al. 2018) |
| Luminosidad estelar | 1.5 L☉ | Luminosidad de la estrella central. | (Fedele et al. 2018) |
| Radio del disco de polvo | ~170–180 au | Extensión externa de la emisión continua del polvo. | (Fedele et al. 2018) |
| Radio externo del gas | >200 au | Extensión externa del disco trazado por emisión de CO. | (Favre et al. 2019) |
| Inclinación del disco | 35.3 ± 0.8° | Inclinación del disco respecto de la línea de visión. | (Fedele et al. 2018) |
Morfología del disco
AS 209 presenta una arquitectura radial con múltiples brechas. Zhang et al. señalan que estudios previos identificaron varios anillos oscuros en este sistema, ubicados aproximadamente a 9, 24, 35, 61, 90, 105 y 137 au (Zhang et al. 2018). Estas subestructuras no tienen todas la misma profundidad, sino que varían dependiendo de su ubicación dentro del disco.
Por ejemplo, la brecha alrededor de 61 au es menos profunda que la brecha principal y se ubica a una distancia que permite interpretarla como una brecha secundaria inducida por un planeta (Zhang et al. 2018). En otras palabras, esta brecha sería menos marcada que la brecha principal cercana a 100 au.
Dentro de ese mismo marco interpretativo, Zhang et al. muestran que una simulación con un planeta ubicado a 99 au puede reproducir no solo la brecha principal alrededor de 100 au, sino también la posición y amplitud de brechas internas secundarias, terciarias e incluso una cuarta brecha a 61, 35 y 24 au (Zhang et al. 2018).
Esta morfología también se observa claramente en el continuo de polvo presentado por Fedele et al. En esas observaciones, la emisión continua está caracterizada por un núcleo central brillante y dos anillos de polvo más débiles que alcanzan su máximo cerca de ~75 au y ~130 au, separados por dos brechas a ~62 au y ~103 au (Fedele et al. 2018).
En general, la distribución de brillo a 1.3 mm de AS 209 puede describirse mediante un perfil con dos brechas profundas y un anillo externo de exceso de emisión alrededor de ~130 au (Fedele et al. 2018). Por lo tanto, el disco no es una estructura continua y lisa, sino un sistema con anillos y brechas radiales bien definidos.
Mediciones morfológicas
| Estructura | Medición | Descripción | Fuente |
|---|---|---|---|
| D9 | 9 au | Brecha de polvo interna identificada en el disco de AS 209. | (Zhang et al. 2018) |
| D24 | 24 au | Brecha interna de polvo; interpretada como una cuarta brecha interna en el escenario de un solo planeta. | (Zhang et al. 2018) |
| D35 | 35 au | Brecha interna de polvo; interpretada como una brecha terciaria en el escenario de un solo planeta. | (Zhang et al. 2018) |
| D61 | 61 au | Brecha secundaria de polvo; menos profunda que la brecha principal. | (Zhang et al. 2018) |
| D62 | 61.7 ± 0.5 au | Brecha interna principal identificada en el continuo a 1.3 mm. | (Fedele et al. 2018) |
| B75 | ~75 au | Anillo interno de polvo donde la emisión continua alcanza un máximo. | (Fedele et al. 2018) |
| D90 | 90 au | Brecha de polvo identificada en el disco externo. | (Zhang et al. 2018) |
| D105 | 105 au | Brecha de polvo asociada con la región de la brecha externa principal. | (Zhang et al. 2018) |
| D103 | 103.2 ± 0.4 au | Brecha externa principal identificada en el continuo a 1.3 mm. | (Fedele et al. 2018) |
| B130 | ~130 au | Anillo externo de polvo donde la emisión continua alcanza un máximo. | (Fedele et al. 2018) |
| D137 | 137 au | Brecha externa de polvo en la región más alejada del disco. | (Zhang et al. 2018) |
Polvo en el disco
El estudio del polvo en discos protoplanetarios se apoya en observaciones de alta resolución angular a longitudes de onda submilimétricas y milimétricas, ya que estas permiten rastrear la distribución radial de los granos sólidos (Tazzari et al. 2016).
En AS 209, el polvo no se distribuye de manera uniforme. El análisis multi-longitud de onda muestra que el tamaño máximo de grano disminuye con el radio: en el disco interno, entre 15 y 30 au, se infieren granos grandes de hasta aproximadamente 1 cm, mientras que en el disco externo, a radios mayores que ~80 au, predominan granos más pequeños, de tamaño cercano a 1 mm (Tazzari et al. 2016).
Esta variación radial indica que el crecimiento y la evolución del polvo dependen de las condiciones locales del disco. Los granos grandes tienden a concentrarse en regiones internas, mientras que el material de menor tamaño domina las zonas externas.
Fedele et al. muestran además que la depleción de polvo no es igual en todas las brechas. La brecha interna se encuentra parcialmente rellena por granos milimétricos, mientras que la brecha externa está mucho más vacía de polvo (Fedele et al. 2018). Esto indica que las subestructuras del disco afectan de manera distinta a los sólidos dependiendo de su ubicación.
Un proceso clave para interpretar esta distribución es la deriva radial. En principio, la deriva radial tendería a remover rápidamente los granos grandes del disco en escalas menores a 1 Myr, a menos que existan mecanismos capaces de detener o ralentizar su migración (Tazzari et al. 2016). En AS 209, los anillos pueden actuar como trampas de polvo, donde la migración radial hacia el interior se reduce o se detiene (Fedele et al. 2018).
Estas trampas ofrecen un ambiente favorable para que el polvo crezca localmente y se acumule. En este escenario, un planeta podría abrir una brecha y producir una acumulación de polvo en el borde externo de su órbita (Fedele et al. 2018).
Propiedades del polvo
| Propiedad | Valor | Descripción | Fuente |
|---|---|---|---|
| Extensión externa del continuo de polvo | ~170–180 au | Extensión radial externa de la emisión tenue del continuo de polvo. | (Fedele et al. 2018) |
| Masa de polvo | 3.5 × 10^-4 M☉ | Masa de polvo fiducial adoptada para reproducir la estructura observada del polvo. | (Fedele et al. 2018) |
| Tamaño máximo de grano | 2000 μm | Tamaño máximo de grano adoptado para la población de polvo grande en el modelo de AS 209. | (Fedele et al. 2018) |
| Factor de depleción del gap interno | ~0.03 | Factor de reducción de brillo del gap interno en el mejor ajuste. | (Fedele et al. 2018) |
| Factor de depleción del gap externo | ~0.025 | Factor de reducción de brillo del gap externo en el mejor ajuste. | (Fedele et al. 2018) |
| Densidad superficial de polvo | 0.17 g cm^-2 | Cantidad promedio de polvo por unidad de área en el disco externo, alrededor del gap principal. | (Zhang et al. 2018) |
Gas en el disco
En AS 209, el gas tampoco se distribuye uniformemente, y su estructura se vuelve más clara cuando se analizan distintos trazadores moleculares en conjunto.
La emisión de C\(^{18}\)O revela una organización radial bien definida, con una concentración interna de gas cerca de la estrella y un anillo externo alrededor de 140 au, separados por una región de emisión más débil (Favre et al. 2019). Además, su perfil radial presenta una caída de intensidad entre las dos brechas del continuo, lo que sugiere que las subestructuras observadas en el polvo también tienen una contraparte en el gas (Favre et al. 2019).
Esta conexión se refuerza con Fedele et al., quienes señalan que la emisión extendida de C\(^{18}\)O alcanza un máximo cerca de 130 au, en una región coespacial con el anillo externo de polvo (Fedele et al. 2018). Esto indica que el anillo externo de polvo también tiene una contraparte gaseosa.
Además, esa emisión a gran escala de C\(^{18}\)O parece seguir la densidad superficial real del gas en el disco externo y apunta a una caída de densidad de gas por un factor de algunos dentro de la brecha externa D103 (Fedele et al. 2018). Por lo tanto, la brecha externa no es solo una subestructura del polvo, sino también una región donde disminuye la densidad del gas.
En contraste, DCO\(^+\) no sigue exactamente el mismo patrón que C\(^{18}\)O. Favre et al. reportan dos anillos de DCO\(^+\): uno ubicado entre las dos brechas principales de polvo y otro más allá de la brecha externa (Favre et al. 2019). Esto muestra que distintos trazadores revelan distintas condiciones físicas y químicas dentro del disco.
Para explicar la morfología observada, Favre et al. concluyen que la densidad superficial del gas debe disminuir dentro de las brechas (Favre et al. 2019). Esto significa que los efectos de temperatura u opacidad por sí solos no son suficientes: se requiere una disminución real en la densidad superficial del gas.
En conjunto, esta evidencia apoya una interpretación dinámica del disco, donde la estructura gaseosa de AS 209 habría sido modificada por una perturbación del gas producida por uno o más planetas en formación (Favre et al. 2019).
Propiedades del gas
| Propiedad | Valor | Descripción | Fuente |
|---|---|---|---|
| Extensión externa de CO | >200 au | El gas trazado por CO se extiende más lejos que el disco de polvo milimétrico. | (Favre et al. 2019) |
| Emisión interna de C\(^{18}\)O | ≤60 au | Concentración interna de gas cerca de la estrella, trazada por C\(^{18}\)O. | (Favre et al. 2019) |
| Anillo externo de C\(^{18}\)O | 140 au | Anillo gaseoso externo detectado en emisión de C\(^{18}\)O. | (Favre et al. 2019) |
| Anillo interno de DCO\(^+\) | 66–95 au | Anillo gaseoso ubicado entre las dos brechas principales de polvo. | (Favre et al. 2019) |
| Anillo externo de DCO\(^+\) | >120 au | Anillo gaseoso externo detectado más allá de la brecha externa de polvo. | (Favre et al. 2019) |
| Profundidad óptica de C\(^{18}\)O | ≤0.8 | C\(^{18}\)O es ópticamente delgado, por lo que traza de manera más directa la estructura del gas. | (Favre et al. 2019) |
| Profundidad óptica de CO y \(^{13}\)CO | ≥2.5 | CO y \(^{13}\)CO son ópticamente gruesos, por lo que pueden ocultar parte de la estructura del gas. | (Favre et al. 2019) |
Evidencia de formación planetaria
En AS 209, la evidencia de formación planetaria no depende de una única subestructura aislada, sino de la forma consistente en que observaciones y modelos describen el disco como un sistema dinámicamente perturbado.
En el continuo milimétrico, ya se había propuesto que los anillos y brechas observados a 1.3 mm probablemente se deben a la formación de planetas, en concordancia con simulaciones hidrodinámicas (Favre et al. 2019). Esto significa que la arquitectura anillada del disco es compatible con la acción de planetas en formación.
Esta interpretación se fortalece con los resultados de Zhang et al. Una simulación con un planeta ubicado a 99 au no solo reproduce la brecha principal alrededor de 100 au, sino también la posición y amplitud de varias brechas internas, incluyendo las de 61, 35 y 24 au (Zhang et al. 2018). En otras palabras, un solo planeta embebido podría explicar tanto la brecha principal como varias subestructuras internas.
Por esta razón, Zhang et al. concluyen que AS 209 es uno de los casos más plausibles donde realmente podría existir un planeta dentro de la brecha de ~100 au (Zhang et al. 2018).
La evidencia no proviene solo del polvo. Favre et al. concluyen que las brechas de polvo observadas probablemente se deben a una perturbación de la densidad superficial del gas inducida por un planeta en formación de al menos 0.2 M_J (Favre et al. 2019). Esto refuerza la idea de que las brechas no son simples variaciones aparentes de brillo, sino el resultado de un proceso real de interacción planeta-disco.
Interpretación física de AS 209
AS 209 puede entenderse como un disco joven donde la evolución del polvo y la interacción planeta-disco actúan de manera conjunta.
Por un lado, el polvo no evoluciona uniformemente en todo el sistema. Los granos más grandes se concentran hacia las regiones internas, mientras que los granos más pequeños dominan en zonas más externas. Este patrón es consistente con crecimiento de granos, deriva radial y la necesidad de mecanismos de retención que eviten que los sólidos se pierdan rápidamente hacia la estrella (Tazzari et al. 2016).
Por otro lado, la arquitectura de anillos y brechas se explica mejor si el disco está siendo esculpido dinámicamente por un planeta embebido en un ambiente de muy baja viscosidad. Zhang et al. muestran que un planeta con (q = 10^{-4}), en un disco con (= 10^{-5}) y (h/r = 0.05), puede explicar cinco brechas ubicadas a 24, 35, 62, 90 y 105 au (Zhang et al. 2018). Esto implica que un único planeta externo podría explicar gran parte de la estructura radial del sistema.
Esta interpretación es aún más fuerte porque el gas también se encuentra genuinamente perturbado. Favre et al. concluyen que las brechas de polvo observadas probablemente se deben a una perturbación en la densidad superficial del gas inducida por un planeta de al menos 0.2 M_J en formación (Favre et al. 2019). Esto indica que las brechas no son solo variaciones de brillo en el polvo, sino señales de una reorganización real de la densidad superficial del disco.
En conjunto, AS 209 se interpreta mejor como un disco de baja turbulencia en el que un planeta en formación ya estaría remodelando tanto el polvo como el gas, dejando una huella observable de formación planetaria en curso.