PDS 70: disco protoplanetario
Nombres del objeto
| Campo | Nombre |
|---|---|
| Nombre principal | PDS 70 |
| Otras designaciones | V* V1032 Cen; IRAS 14050-4109 |
| Ubicación | Upper Centaurus–Lupus (UCL), asociación Scorpius–Centaurus |
Ubicación
PDS 70 se encuentra a una distancia de 113.43 ± 0.52 pc y pertenece a la asociación estelar Scorpius–Centaurus, específicamente al subgrupo Upper Centaurus–Lupus (UCL).
Una de las evidencias de que se trata de un sistema joven es la presencia de una fuerte absorción de litio y de un disco protoplanetario. Estos rasgos indican que PDS 70 tiene una edad joven, menor que 10 Myr (Gregorio-Hetem and Hetem 2002; Metchev and Hillenbrand 2004).
Descripción general del sistema
PDS 70 es un sistema joven compuesto por una estrella T Tauri de pre-secuencia principal, de tipo espectral K7, rodeada por un disco protoplanetario transicional. Es un laboratorio ideal para estudiar formación planetaria porque reúne, dentro de un mismo sistema, un disco interno, una gran brecha o cavidad, un anillo externo y protoplanetas.
El disco interno es un componente compacto ubicado muy cerca de la estrella, dentro de la gran brecha. Observaciones previas lo describieron como un pequeño disco interno ópticamente grueso que emite en el infrarrojo cercano (Hashimoto et al. 2012; Dong et al. 2012). Posteriormente, este componente fue detectado en el continuo dentro de ~9 au y en gas hasta ~15 au (Keppler et al. 2019), lo que indica que la región más interna del sistema todavía conserva material cerca de la estrella.
La gran brecha corresponde a la cavidad radial que separa el disco interno del disco externo. Su estructura fue confirmada en imágenes de luz dispersada, donde se detecta una brecha grande de aproximadamente ~54 au (Keppler et al. 2018). Además, esta brecha muestra evidencia de segregación radial del polvo, ya que se observa más grande en longitudes de onda submilimétricas (Keppler et al. 2019).
El disco externo se observa como un anillo brillante. En observaciones de ALMA, el pico principal de emisión del anillo se ubica en 73.7 ± 0.1 au (Keppler et al. 2019).
Finalmente, el sistema es especialmente notable por la detección directa de protoplanetas dentro de la brecha. Keppler et al. (Keppler et al. 2018) reportaron una fuente puntual dentro de la brecha del disco, a una separación proyectada de aproximadamente 195 mas, equivalente a ~22 au, identificada como PDS 70 b. Más tarde, Haffert et al. (Haffert et al. 2019) detectaron emisión Hα en dos posiciones del sistema e identificaron la segunda fuente como un segundo planeta en formación, PDS 70 c. La emisión Hα de ambos objetos indica que los dos protoplanetas siguen acreciendo material activamente (Haffert et al. 2019).
En conjunto, PDS 70 destaca como un laboratorio muy valioso para estudiar formación planetaria, porque combina una gran cavidad, un disco interno, un anillo externo bien resuelto y dos protoplanetas en acreción activa dentro de la brecha.
Propiedades fundamentales del sistema
| Propiedad | Valor | Descripción | Fuente |
|---|---|---|---|
| Distancia | 113.43 ± 0.52 pc | Distancia entre PDS 70 y la Tierra; permite convertir tamaños angulares observados en tamaños físicos dentro del disco. | (Keppler et al. 2018) |
| Edad | 5.4 ± 1.0 Myr | Indica que el sistema es muy joven y todavía se encuentra en una etapa activa de formación planetaria. | (Keppler et al. 2018) |
| Tipo espectral | K7 | Clasificación espectral de la estrella central; resume sus propiedades generales de temperatura y emisión. | (Keppler et al. 2018) |
| Temperatura efectiva | 3972 ± 36 K | Temperatura efectiva superficial de la estrella; influye en el calentamiento e iluminación del disco. | (Keppler et al. 2018) |
| Masa estelar | 0.76 ± 0.02 M☉ | Masa de la estrella central; controla la dinámica orbital del disco y de los protoplanetas. | (Keppler et al. 2018) |
| Radio estelar | 1.26 ± 0.15 R☉ | Tamaño físico de la estrella; ayuda a describir el estado estelar del sistema. | (Keppler et al. 2018) |
| Luminosidad estelar | 0.35 ± 0.09 L☉ | Energía emitida por la estrella; determina cuánta radiación calienta el disco protoplanetario. | (Keppler et al. 2018) |
| Extinción visual | 0.05\(^{+0.05}_{-0.03}\) mag | Atenuación de la luz estelar por polvo entre la fuente y el observador; es importante para interpretar correctamente el brillo y los colores observados. | (Keppler et al. 2018) |
| Inclinación del disco | ~49.7° (NIR) / 51.7° (ALMA) | Ángulo con el que observamos el disco respecto de la línea de visión; define su geometría aparente. | (Keppler et al. 2018, 2019) |
| Ángulo de posición del disco | ~158.6° (NIR) / ~156.7–159.7° (ALMA) | Orientación del eje mayor del disco en el plano del cielo; describe la dirección en que el disco aparece alineado en las imágenes. | (Keppler et al. 2018, 2019) |
Morfología del disco
PDS 70 presenta la morfología característica de un disco transicional, pero con una estructura interna especialmente rica. El sistema incluye un disco interno compacto, una gran cavidad y un anillo externo bien resuelto.
En luz polarizada, el disco externo aparece como un anillo elíptico con una distribución de brillo no uniforme. Sin embargo, las observaciones de ALMA revelan una organización más compleja del polvo y del gas, incluyendo un anillo principal a ~74 au, un posible componente interno adicional y una estructura tentativa tipo puente o spur que podría conectar las regiones externas e internas del disco.
Dentro de la gran brecha se ubican los dos protoplanetas PDS 70 b y PDS 70 c, lo que convierte a este sistema en un caso particularmente importante para estudiar interacción planeta-disco y formación planetaria en curso.
Mediciones morfológicas
| Estructura | Medición | Descripción | Fuente |
|---|---|---|---|
| Disco interno en luz dispersada | < ~17 au | Componente interno compacto detectado en luz dispersada; muestra que la región más interna del sistema no está completamente vacía. | (Keppler et al. 2018) |
| Disco interno en continuo de ALMA | < ~80 mas (~9 au) | Emisión central compacta detectada en el continuo milimétrico; corresponde al disco interno observado con ALMA. | (Keppler et al. 2019) |
| Disco gaseoso interno | Hasta ~15 au | Componente gaseoso interno detectado en CO; muestra que el gas también sobrevive en la región interna del sistema. | (Keppler et al. 2019) |
| Cavidad en el infrarrojo cercano | ~20–40 au | Región radialmente depletada en polvo observada en longitudes de onda del infrarrojo cercano; traza la gran brecha interna del disco. | (Haffert et al. 2019) |
| Pico del anillo externo en luz polarizada | ~54 au | Radio donde el anillo externo alcanza su máximo brillo en luz polarizada. | (Keppler et al. 2018) |
| Pico principal del anillo de polvo en ALMA | 73.7 ± 0.1 au | Radio donde el anillo externo de polvo alcanza su máximo de emisión en el continuo milimétrico. | (Keppler et al. 2019) |
| Ancho interno del anillo | 14.8 ± 0.1 au | Extensión radial del anillo hacia radios menores desde su pico de emisión; muestra que el anillo es una banda ancha y no una línea delgada. | (Keppler et al. 2019) |
| Ancho externo del anillo | 13.4 ± 0.1 au | Extensión radial del anillo hacia radios mayores desde su pico. | (Keppler et al. 2019) |
| Posible shoulder / segundo componente | ~60 au | Posible máximo secundario o componente interno del anillo de polvo, detectado cerca del borde interno de la estructura principal. | (Keppler et al. 2019) |
| Spur / puente | PA ~285° | Posible subestructura que se extiende desde el anillo hacia la región interna; podría conectar el disco externo con el disco interno. | (Keppler et al. 2019) |
| Brecha de gas | ~23 au | Depresión principal en la emisión de CO, ubicada cerca de la órbita de PDS 70 b. | (Keppler et al. 2019) |
| Ancho aproximado de la brecha de gas | ~11 au | Ancho estimado de la depresión principal observada en CO. | (Keppler et al. 2019) |
| Segunda depresión de CO | ~0.6″ | Depresión externa observada en la emisión integrada de CO; el estudio sugiere que puede estar afectada por absorción del continuo. | (Keppler et al. 2019) |
Polvo en el disco
El polvo en PDS 70 no está distribuido uniformemente, sino que se organiza en subestructuras bien diferenciadas. Más allá del disco interno se encuentra la brecha, una región donde la emisión de polvo está fuertemente depletada.
A radios mayores, las observaciones del continuo milimétrico de ALMA, que trazan granos de polvo más grandes, muestran que este material se concentra principalmente en un anillo externo cuyo pico se ubica en 73.7 ± 0.1 au, con un posible componente adicional cerca de 60 au (Keppler et al. 2019).
En conjunto, estas observaciones indican que los granos pequeños permanecen más cerca del borde de la cavidad, mientras que los granos grandes se acumulan más lejos. Esto es consistente con un escenario de atrapamiento de polvo, donde los granos milimétricos se concentran en regiones asociadas con máximos de presión (Keppler et al. 2018, 2019).
Propiedades del polvo
| Propiedad | Valor | Descripción | Fuente |
|---|---|---|---|
| Gran brecha en luz dispersada | ~54 au | Tamaño de la gran brecha observada en la distribución de granos pequeños en la superficie del disco. | (Keppler et al. 2018) |
| Disco interno de polvo en luz dispersada | < ~17 au | Componente interno compacto detectado en luz dispersada; muestra que la región interna no está completamente vacía. | (Keppler et al. 2018) |
| Pared de la cavidad en NIR | ~0.39″ | Ubicación aproximada de la pared de la cavidad observada en luz dispersada. | (Keppler et al. 2018) |
| Pico de brillo del disco externo en luz polarizada | ~54 au | Radio donde el disco externo alcanza su máximo brillo en luz polarizada. | (Keppler et al. 2018) |
| Pico principal del anillo de polvo en ALMA | 73.7 ± 0.1 au | Radio donde el anillo principal de polvo milimétrico alcanza su máximo de emisión. | (Keppler et al. 2019) |
| Posible segundo componente del anillo | ~0.53″ (~60 au) | Posible subpico secundario, o shoulder, en el borde interno del anillo principal. | (Keppler et al. 2019) |
| Asimetría azimutal del anillo en ALMA | PA ~327°, ~13% más brillante | El lado noroeste del anillo es más brillante que el lado opuesto. | (Keppler et al. 2019) |
| Disco interno de polvo en ALMA | < ~80 mas (~9 au) | Emisión central compacta detectada en el continuo milimétrico. | (Keppler et al. 2019) |
| Segregación por tamaño de grano | ~0.70″ vs ~0.39″ | Los granos grandes se concentran más lejos que los granos pequeños, sugiriendo acumulación de polvo en una región moldeada por el gradiente local de presión. | (Keppler et al. 2018) |
Gas en el disco
El componente gaseoso de PDS 70 ha sido estudiado principalmente mediante la línea \(^{12}\)CO \(J=3-2\). A diferencia del continuo de polvo, esta emisión traza una capa elevada del disco y no directamente el plano medio. Por eso, su morfología observada aparece más extendida y geométricamente más compleja.
Las observaciones de ALMA muestran que la cavidad gaseosa no está completamente vacía. Existe una depresión interna de emisión cerca de 23 au, un disco gaseoso interno que se extiende hasta aproximadamente 15 au, y una posible estructura que conecta el disco interno con el anillo externo en la región noroeste (Keppler et al. 2019).
Además, la cinemática del gas muestra desviaciones respecto de la rotación kepleriana dentro de ~0.8″, equivalente a ~91 au, lo que sugiere la presencia de gradientes de presión dentro del disco (Keppler et al. 2019).
En conjunto, estos resultados indican que el gas está depletado cerca de la órbita de PDS 70 b, pero no ausente. También sugieren que todavía podría existir flujo de gas entre el disco externo y las regiones internas del sistema (Keppler et al. 2019).
Propiedades del gas
| Propiedad | Valor | Descripción | Fuente |
|---|---|---|---|
| Trazador principal del gas | \(^{12}\)CO \(J=3-2\) | Línea principal usada para estudiar la morfología y cinemática del gas en el disco. El estudio también reporta HCN, HCO\(^+\) y H\(^{13}\)CN, pero el análisis principal se centra en \(^{12}\)CO. | (Keppler et al. 2019) |
| Superficie emisora de \(^{12}\)CO | \(z(r) = (0.33 \pm 0.01)\,(r/1^{\prime\prime})^{0.76 \pm 0.01}\) | Muestra que la emisión de CO proviene de una capa elevada del disco y no del plano medio. | (Keppler et al. 2019) |
| Disco gaseoso interno | Hasta ~15 au | Disco gaseoso interno claramente detectado en la región central del sistema. | (Keppler et al. 2019) |
| Brecha gaseosa principal | ~0.2″ (~23 au) | Depresión principal en la emisión integrada de CO, ubicada cerca de la órbita de PDS 70 b. | (Keppler et al. 2019) |
| Ancho de la brecha gaseosa | ~0.1″ (~11 au) | Ancho característico de la depresión interna observada en \(^{12}\)CO. | (Keppler et al. 2019) |
| Extensión radial de la brecha gaseosa | ~0.1–0.3″ (~11–34 au) | Extensión radial aproximada completa de la depresión gaseosa; no alcanza la ubicación del anillo principal de polvo. | (Keppler et al. 2019) |
| Posible estructura tipo puente | Región noroeste | Posible estructura gaseosa que conecta el disco interno con el anillo externo; podría trazar flujo de gas a través de la brecha. | (Keppler et al. 2019) |
| Desviación de la rotación kepleriana | Dentro de ~0.8″ (~91 au) | Perturbación cinemática del gas que apunta a la presencia de un gradiente de presión en el disco. | (Keppler et al. 2019) |
| Gradiente de presión positivo | ~0.4–0.8″, con máximo cerca de ~0.55″ | Ayuda a explicar por qué el anillo principal de polvo se ubica mucho más lejos que la órbita de PDS 70 b. | (Keppler et al. 2019) |
| Segunda depresión de CO | ~0.6″ | Depresión externa observada en la emisión integrada de CO; el estudio sugiere que puede estar relacionada con absorción del continuo por polvo ópticamente grueso. | (Keppler et al. 2019) |
Evidencia de formación planetaria
PDS 70 ofrece una de las evidencias más claras de formación planetaria en curso dentro de un disco protoplanetario.
Primero, Keppler et al. (Keppler et al. 2018) detectaron PDS 70 b como una fuente puntual dentro de la gran brecha del disco, a una separación aproximada de 195 mas, equivalente a ~22 au. Observaciones posteriores confirmaron que el objeto está físicamente asociado con el sistema. Su fotometría también es consistente con un compañero de masa planetaria.
Segundo, Haffert et al. (Haffert et al. 2019) detectaron emisión Hα tanto en PDS 70 b como en PDS 70 c. Como Hα traza gas en acreción, esta detección muestra que ambos protoplanetas todavía están ganando material activamente y continúan creciendo.
Tercero, Keppler et al. (Keppler et al. 2019) encontraron que el propio disco está siendo perturbado: la emisión de CO muestra una depresión cerca de la órbita de PDS 70 b, junto con una desviación respecto de la rotación kepleriana que revela cambios en la estructura de presión del gas.
En conjunto, estos resultados muestran que PDS 70 no es solo un disco con subestructuras, sino un sistema donde la formación planetaria se observa directamente en acción.
PDS 70 b
| Propiedad | Valor | Descripción | Fuente |
|---|---|---|---|
| Naturaleza | Protoplaneta / compañero de masa planetaria | Objeto detectado dentro de la brecha del disco y confirmado como físicamente asociado al sistema. | (Keppler et al. 2018) |
| Separación proyectada típica | ~195 mas (~22 au) | Distancia observada desde la estrella en datos de imagen directa. | (Keppler et al. 2018, 2019) |
| Ángulo de posición típico | ~155° | Ubicación angular de PDS 70 b en el plano del cielo. | (Keppler et al. 2018, 2019) |
| Masa estimada | ~5–9 M_Jup | Rango de masa adoptado en estudios de imagen directa y también usado en el análisis basado en ALMA. | (Keppler et al. 2018, 2019) |
| Hα | Detectado | Firma de gas caliente acreciendo sobre el protoplaneta, lo que indica crecimiento en curso. | (Haffert et al. 2019) |
| Flujo Hα | 3.9 ± 0.37 × 10^-16 erg s^-1 cm^-2 | Intensidad medida de la emisión Hα de PDS 70 b. | (Haffert et al. 2019) |
| Tasa de acreción | ~2 × 10^-8 M_Jup yr^-1 | Indica que PDS 70 b todavía está ganando material activamente. | (Haffert et al. 2019) |
| Límite de masa de polvo circumplanetario | < ~0.01 M_earth | ALMA no detectó de forma robusta un disco circumplanetario, pero estableció un límite superior para su masa de polvo. | (Keppler et al. 2019) |
PDS 70 c
| Propiedad | Valor | Descripción | Fuente |
|---|---|---|---|
| Naturaleza | Segundo protoplaneta en acreción | Identificado como un segundo objeto planetario en formación dentro del sistema. | (Haffert et al. 2019) |
| Separación proyectada en Hα | 235.5 ± 25 mas | Separación observada respecto de la estrella en la detección de Hα. | (Haffert et al. 2019) |
| Radio orbital estimado | 38.6 ± 4.5 au | Radio orbital inferido a partir de la detección en Hα. | (Haffert et al. 2019) |
| Ángulo de posición típico | ~277° en Hα; ~283°–285° en K1/L’ | Su ubicación es consistente entre detecciones en diferentes longitudes de onda. | (Haffert et al. 2019) |
| Masa estimada | ~4–12 M_Jup | Rango probable de masa, aunque todavía incierto por posible contaminación del disco o material circumplanetario. | (Haffert et al. 2019) |
| Hα | Detectado | Confirma que PDS 70 c también está acreciendo material. | (Haffert et al. 2019) |
| Flujo Hα | 1.9 ± 0.32 × 10^-16 erg s^-1 cm^-2 | Intensidad medida de la emisión Hα de PDS 70 c. | (Haffert et al. 2019) |
| Tasa de acreción | ~1 × 10^-8 M_Jup yr^-1 | Muestra que el protoplaneta todavía está creciendo activamente. | (Haffert et al. 2019) |
Interpretación física
PDS 70 se interpreta como un sistema planetario joven que todavía se encuentra en formación, donde los protoplanetas ya están remodelando activamente la estructura del disco.
La gran cavidad, la segregación entre granos de polvo pequeños y grandes, y la presencia de un disco interno llevaron a Keppler et al. (Keppler et al. 2018) a identificar tempranamente el sistema como un fuerte candidato a albergar planetas capaces de abrir la brecha.
Posteriormente, las observaciones de ALMA mostraron que el gas presenta una depresión cerca de la órbita de PDS 70 b, junto con una desviación respecto de la rotación kepleriana. Esta desviación es consistente con un gradiente de presión que ayuda a explicar por qué el anillo principal de polvo se ubica mucho más lejos que la órbita de PDS 70 b (Keppler et al. 2019).
Sin embargo, Keppler et al. (Keppler et al. 2019) también concluyeron que un solo planeta podría no ser suficiente para reproducir toda la morfología observada. Esto sugiere una arquitectura más compleja del sistema, posiblemente incluyendo un compañero adicional de baja masa.
La detección posterior de Hα en PDS 70 c refuerza aún más esta interpretación: ambos protoplanetas están acreciendo material, y sus órbitas son consistentes con una configuración cercana a una resonancia 2:1 (Haffert et al. 2019). Por esta razón, PDS 70 es un sistema especialmente valioso para estudiar interacción planeta-disco, migración planetaria y formación de planetas jóvenes dentro de discos protoplanetarios.